Aula 10

Sobre a Seqncia Principal e Depois

Baseado no livro Universe, Roger A. Freedman Robert M. Gellar William J. Kaufmann III, Oitava edio, W.H. Freeman,and Company, New York!

As estrelas vermelhas nesta imagem do aglomerado aberto NGC 290 so Gigantes Vermelhas, um estgio avanado na evoluo estelar (ESA/NASA/Edward W. Olszewski, U. of Arizona).

Variaes na composio qumica do Sol !Estes grficos mostram o percentual de massa de (a) Hidrognio e (b) Hlio em diferentes regies dentro do Sol.

Nos ltimos 4.56 x 109 anos o Sol vem transformando Hidrognio em Hlio em seu ncleo. O ncleo contraiu ligeiramente e a luminosidade do Sol cresceu cerca de 40%. Estas variaes no ncleo fizeram com que as camadas externas expandissem por 6% e a temperatura superficial cresceu de 5500 K para 5800 K.

Uma An Vermelha Completamente Convectiva Em uma an vermelha, uma estrela da seqncia principal com massa da ordem de 0.4 M, O He gerado no ncleo por reao termonuclear carregado para as camadas mais externas por conveco. Conveco tambm traz H das camadas externas para o ncleo. Este processo continua at que a estrela inteira seja composta de He.

O tempo de Vida na Seqncia Principal foi estimado atravs da relao t 1/M2.5

(a)O Sol hoje e como uma Gigante Vermelha (b) Gigantes Vermelhas no aglomerado M50 !Gigantes Vermelhas (a) O Sol atualmente produz energia em um ncleo de 100000 km de dimetro, queimando H. Daqui a cerca de 7.6 bilhes de anos quando o Sol tornar-se uma Gigante Vermelha sua fonte de energia ser uma camada de 30000 km de dimetro dentro da qual a fuso do H acontecer a uma alta taxa. A luminosidade do Sol ser 2000 vezes maior do que hoje e este aumento na luminosidade far as camadas mais externas expandirem-se a aproximadamente 100 vezes o atual tamanho. (b) Esta imagem composta de ptico e infravermelho mostra estrelas Gigantes Vermelhas brilhantes no aglomerado aberto M50 (T. Credner and S. Kohle, Calar Alto Observatory).

Perda de Massa de uma Estrela Na medida que as estrelas envelhecem e tornam-se estrelas gigantes, elas expandem significativamente e espalha matria no meio interestelar. Esta estrela est perdendo massa a uma alta taxa. Alm disso, outros episdios de ejeo de matria aconteceram no passado. Estas nuvens em torno da estrela absorvem radiao ultravioleta da estrela, a qual excita os tomos das nuvens explicando o brilho observado. A cor vermelha caracterstica das nuvens revela a presena do Hidrognio que foi ejetado das camadas mais externas da estrela (em particular a linha de H - 6563 ).

Estrela HD 148937

Este material foi ejectado da e s t r e l a H D 1 4 8 9 3 7 n o p a s s a d o , e e s t a i n d a espalhando para fora da estrela.

Estgios na Evoluo de uma Estrela com M > 0.4 M (a) Durante o tempo de vida da estrela na seqncia principal, H convertido em He no ncleo da estrela. (b) Quando o H do ncleo acaba, a fuso do H continua em uma camada mais externa, e a estrela expande tornando-se uma Gigante Vermelha. (c) Quando a temperatura no ncleo da Gigante torna-se suficientemente alta, por causa da contrao, a fuso do He no ncleo tem incio. A estrela cerca de 100 vezes maior em sua fase Gigante Vermelha do que em sua fase seqncia principal, contraindo um pouco quando a fuso do He no ncleo comea. Estas trs imagens no esto em escala.

Estrelas com massa menor do que 0.4 M no tornam-se Gigantes Vermelhas. 85% das estrelas na nossa Galxia so estrelas ans vermelhas.

O Flash do He O Flash do He ocorre devido a condies no-usuais que se desenvolvem no ncleo de uma estrela de baixa massa quando a mesma se transforma numa Gigante Vermelha. Para entender como estas condies acontecem importante lembrar o comportamento de um gs ordinrio. Quando um gs comprimido ele torna-se mais denso e mais quente. Para um gs ideal temos uma relao entre a presso, temperatura e densidade. A presso exercida por um gs ideal diretamente proporcional a densidade e a temperatura do gs. Muitos gases reais comportam-se como um gs ideal sobre um amplo domnio de temperatura e densidade.

Em muitas circunstncias, os gases no interior de uma estrela comportam-se como um gs ideal. Se o gs expande, a temperatura diminui, e se comprimido ele aquece. Este comportamento funciona como uma vlvula de segurana garantindo que a estrela permanea em equilbrio termodinmico. Por exemplo, se a taxa de reao termonuclear no ncleo da estrela aumenta, a energia adicional libera calor e expande o ncleo. Isto esfria o gs do ncleo diminuindo a taxa de reao termonuclear que volta ao valore original. Por outro lado, se a taxa de reao termonuclear diminui, a temperatura do ncleo diminui e comprimido pela presso das camadas mais externas. Esta compresso do ncleo far a temperatura aumentar e consequentemente a reao termonuclear volta a operar no ncleo.

Numa Gigante Vermelha com massa entre 0.4 M e 2-3 M, o ncleo comporta-se de uma maneira diferente de um gs ideal. O ncleo deve ser comprimido tremendamente para tornar-se quente o suficiente para que a fuso do He inicie-se. Em condies de extrema presso e temperatura os tomos esto completamente ionizados, ou seja o ncleo da estrela consiste de ncleos atmicos e eltrons livres. Eventualmente, estes eltrons livres estaro to fortemente empacotados que o limite de compresso alcanado, como previsto pelo princpio de excluso de Pauli (dois eltrons no podem simultaneamente ocupar o mesmo estado quntico). Uma vez que os eltrons no podem ser mais comprimidos eles produzem um estado que no permite o ncleo contrair ainda mais. Este fenmeno, no qual as partculas resistem a compresso como conseqncia do principio de excluso de Pauli chamado degenerescncia. Ou seja, os eltrons em um ncleo de uma estrela de baixa massa, rico em He, so degenerados. A presso de degenerescncia, ao contrrio de um gs ideal, no depende da temperatura.

Quando a temperatura no ncleo de uma Gigante Vermelha de baixa massa alcana o valor necessrio para incio do processo triplo-, energia comea a ser liberada. O He aquece, o que faz com que o triplo- acontea mais rpido. Contudo, a presso fornecida pelos eltrons degenerados independente da temperatura. Sem a vlvula de segurana contra o crescimento da presso, o ncleo da estrela no pode expandir e resfriar. Este aumento de temperatura promove a queima do He a uma taxa cada vez maior, produzindo o Flash do He.

O termo Flash do He d a impresso de que a estrela emite um Flash de luz. Durante o breve intervalo de tempo que ocorre o Flash (poucos segundos) o ncleo queimando He cerca de 1011 vezes mais luminoso do que o Sol atualmente, comparvel a luminosidade total de todas as estrelas da Galxia. Na verdade, o Flash no tem conseqncia visvel imediata por duas razes: 1) grande parte da energia liberada no Flash do He usada no aquecimento do ncleo terminando com o estado degenerado dos eltrons; 2) a energia que escapa do ncleo grandemente absorvida pelas camadas externas da estrela, as quais so bem opacas. Portanto, o drama explosivo do Flash do He acontece onde no pode ser visto diretamente.

1 - No ncleo rico em 4He de uma Gigante Vermelha, temperatura e presso tornam-se altas o suficiente para que os tomos de He colidam e dem incio ao processo de fuso.

2 - A fuso de dois tomos de 4He produz um ncleo de 8Be com 4 prtons e 5 neutrons. O ncleo de 8Be instvel: ele desintegra deixando dois ncleos de 4He novamente, com uma meia vida de 7 x 10-17 s.

3 - Contudo, se um terceiro ncleo de 4He colide com o 8Be durante sua breve existncia, o resultado um ncleo estvel de 12C com 6 prtons e 6 neutrons. 4 - Esta reao nuclear libera

um fton de raio-gama(). A energia do fton o que mantm o calor interno da Gigante Vermelha.

5 - Alguns ncleos de 12C colidem com ncleos de 4He para formar ncleos estveis de 16O com 8 prtons e 8 neutrons. 6 - Esta reao tambm libera

f tons de ra io-gama cu ja energia ajuda a manter o aquecimento interno da Gigante vermelha.

Estgios na Evoluo do Sol Este diagrama mostra como a luminosidade do Sol varia ao longo do tempo. O Sol comeou como uma proto-estrela cuja luminosidade decresce rapidamente na medida que a proto-estrela contrai. Uma vez estabelecida como um estrela da seqncia principal com o ncleo produzindo He, a luminosidade do Sol aumenta lentamente sobre bilhes de anos. A evoluo ps-seqncia principal muito mais rpida, assim uma escala de tempo diferente usada na parte direita do grfico (Adaptado de Mark A. Garlick, baseado em clculos realizados por I.-Juliana Sackmann e Kathleen E. Kramer).

Diagramas H-R da Evoluo Estelar sobre e depois da Seqncia Principal As duas estrelas de mais baixa massa aqui (1M e 2M) experimentam o Flash do He em seus ncleos como mostrado pelos asteriscos. (a) Nas estrelas de alta massa, a queima do He no ncleo mais gradual, onde o caminho evolutivo apresenta uma rpida curva para baixo no regio das Gigantes Vermelhas na parte direita do diagrama H-R. (b) Dados do satlite Hipparcos foram usados para gerar este diagrama H-R. A espessura da seqncia principal devido em grande parte evoluo das estrelas durante seus tempos de vida na seqncia principal. !H-R - Hertzsprung Russell,

Estrelas alcanam esta linha tracejada quando a fuso de H no ncleo termina.

A Evoluo de um Aglomerado Terico

A Evoluo de um Aglomerado Terico

A Evoluo de um Aglomerado Terico

Aglomerado M35, D = 8 6 0 p c , t = 1 5 0 milhes de anos.

Aglomerado NGC 2158, D = 5200 pc, t = 1.05 bilhes de anos.

Dois Aglomerados abertos Os dois aglomerados esto mais ou menos na mesma direo na constelao de Gmeos. M35 est mais prximo tem um certo nmero de estrelas de seqncia principal de alta luminosidade e azuis, com uma temperatura superficial de 10000 K, alm de umas poucas estrelas Gigantes Vermelhas. Seu diagrama H-R se assemelha quele do painel (g) da figura anterior e sua idade cerca de 150 milhes de anos. O aglomerado mais distante no possui estrelas azuis de seqncia principal; no passado todas estas estrelas massivas evoluram atravs da seqncia principal e tornaram-se Gigantes Vermelhas. O diagrama H-R deste aglomerado se assemelha a algo intermedirio entre os painis (g) e (h) da figura anterior e sua idade estimada em 1.05 bilhes de anos.

Um Aglomerado Globular Este aglomerado, M10, contem poucas centenas de milhares de estrelas dentro de um dimetro de somente 20 pc. Est a uma distncia de 5000 pc da Terra. Muitas destas estrelas so ou Gigantes Vermelhas ou estrelas azuis do ramo horizontal, com fuso do He no ncleo e fuso do H nas camadas mais externas. !Uma vez iniciada a queima do hlio no centro da estrela, a estrela apresenta duas fontes de energia: fuso de H em He em uma camada mais externa e fuso do He em C na regio central. Nesta camada mais externa se existe uma quantidade substancial de C, este comea a se combinar com o He para formar ncleos de O. A produo de energia por dois processos aumenta a temperatura superficial da estrela e ela passa por um estgio no diagrama H-R denominado ramo horizontal. ! medida que evoluem, estrelas do ramo horizontal atravessam uma faixa de instabilidade. Por um perodo relativamente curto, portanto, as estrelas de alta massa se tornam variveis Cefeidas e as de menor massa se tornam variveis do tipo RR Lyrae.

Um Diagrama Cor-Magnitude de um Aglomerado Globular M55 Cada ponto neste diagrama representa a magnitude aparente no filtro V e a temperatura superficial de uma estrela do aglomerado. Como todas as estrelas esto a aproximadamente a mesma distncia (6000 pc da Terra), as magnitudes aparentes so uma medida da luminosidade. Note que a parte superior da seqncia principal est ausente.

Um Diagrama H-R Para Aglomerados Abertos de Estrelas As faixas pretas indicam onde as estrelas dos vrios aglomerados esto no diagrama H-R. A idade de uma aglomerado pode ser estimada a partir da localizao do ponto onde as estrelas mais massivas do aglomerado esto deixando a seqncia principal. Estas idades esto indicadas na figura. Por exemplo, as Pliades tem uma idade de 108 anos.

O espectro desta estrela de Populao II mostra linhas de absoro do Hidrognio (H e H) e somente linhas metlicas muito fracas tal estrela pobre em metais.

O espectro desta estrela de Populao I tem linhas metlicas em absoro intensas tal estrela rica em metais.

4102 4340

Estrelas Variveis no Diagrama H-R Estrelas variveis pulsantes so encontradas na parte superior direita do diagrama H-R. Variveis de longo perodo so Gigantes Vermelhas frias que pulsam lentamente, variando seu brilho de uma maneira semi-regular sobre meses ou anos. Cefeidas e RR Lyrae so localizadas na faixa de instabilidade, que fica entre a seqncia principal e a regio das Gigantes Vermelhas. Uma estrela que passa atravs desta faixa ao longo de sua evoluo torna-se instvel e pulsante.

Uma Estrela Pulsante - Cefeida (a) Na medida que uma Cefeida pulsa, o brilho aumenta rapidamente e diminui mais lentamente. A variao em brilho acompanha mais ou menos o mesmo comportamento que as variaes em (b) e (c). A estrela ainda est expandindo quando alcana seu brilho mximo e sua temperatura mxima (compare painel (d) com os painis (a) e (b)).

Relao Perodo-Luminosidade para as Cefeidas Quanto maior a luminosidade mdia de uma varivel Cefeida maior seu perodo e mais lenta sua pulsao. Note que existem na verdade duas relaes perodo-luminosidade - uma para Cefeidas tipo I e outra para Cefeidas de menor brilho, chamadas Cefeidas tipo II.

Sistema Binrios Prximos As estrelas so consideradas binrias prximas quando ocorre transferncia de massa, em alguma fase de sua evoluo. Existem quatro maneiras de preencher o Lbulo de Roche: 1) crescimento de uma das componentes por evoluo; 2) reduo da separao entre as componentes, por emisso de vento magntico ou ondas gravitacionais; 3) aumento de raio da receptora de massa por rejeio do material acretado ou ignio termonuclear na base da camada acretada; 4) coliso da binria com outra estrela de um aglomerado denso, que reduza a separao entre as componentes.

Trs Tipos de Binrias Eclipsantes (a) Binria Algol. Um eclipse total acontece quando a Gigante Vermelha (maior) bloqueia a luz da estrela menor (mas mais luminosa estrela da seqncia principal); (b) A curva de luz de uma estrela Lyrae est no seu mnimo quando a estrela maior eclipsa completamente a estrela menor. Meio perodo depois a estrela menor eclipsa a estrela maior; (c) W Ursa Maior uma binrio cerrada na qual os lbulos de Roche so preenchidos. O perodo extremamente curto deste tipo de par binrio indica que as duas estrelas esto muito prximas uma da outra.

E s t r e l a m e n o r ecl ipsa a maior

E s t r e l a m a i o r ecl ipsa a menor

E s t r e l a m a i o r ecl ipsa a menor

Estrela menor eclipsa a maior

E s t r e l a s d e m e s m o tamanho, assim os eclipses so semelhantes

Massa flui da maior para a menor, formando um disco de acreso.

- O tempo de vida na seqncia principal: a durao de uma estrela na seqncia principal depende da quantidade disponvel de H para ser consumido no ncleo da estrela e da taxa com que o H consumido.!!

- Quanto maior a massa da estrela, menor ser o seu tempo de vida na seqncia principal. O Sol tem sido uma estrela da seqncia principal por aproximadamente 4.56 bilhes de anos e deve permanecer como tal por mais 7 bilhes de anos.!!- Durante o tempo de vida de uma estrela na seqncia principal ela expande pouco e aumenta ligeiramente sua luminosidade.!!- Se a massa de uma estrela maior do 0.4 M somente o H do ncleo sofre fuso termonuclear durante o tempo de vida da estrela na seqncia principal. Se a estrela uma an vermelha com uma massa menor do que 0.4 M ao longo do tempo conveco traz todo o H da estrela para o ncleo onde ento o mesmo sofre a fuso em He.!!Tornando-se uma Gigante Vermelha: A fuso do H no ncleo de uma estrela da seqncia principal com massa maior do que 0.4 M termina quando todo o H convertido em He. Isto deixa a estrela com um ncleo de He envolvido por H sendo transformado em He. O ncleo contrai tornando-se mais quente, enquanto o envoltrio se expande e resfria. O resultado uma estrela Gigante Vermelha.

Resumo

- Quando uma estrela se transforma em Gigante Vermelha ela se move da regio da seqncia principal para a regio das Gigantes Vermelhas no Diagrama H-R. Quanto maior a massa da estrela mais rpido esta fase ocorre.!!- Fuso do Hlio: Quando a temperatura central de uma Gigante Vermelha alcana 100 milhes K, a fuso do He comea no ncleo. Este processo denominado triplo-, converte He em C e O.!!- Em uma Gigante Vermelha de maior massa, a fuso do He comea gradualmente; mas em uma Gigante Vermelha de menor massa, comea abruptamente num processo chamado Flash do He.!!- Aps o Flash do He, uma estrela de baixa massa move rapidamente da regio das Gigantes Vermelhas no Diagrama H-R para o ramo horizontal.!!- Populaes Estelares e Aglomerados Estelares: A idade de um aglomerado estelar pode ser estimada examinando a distribuio de suas estrelas no Diagrama H-R.!!- A idade do aglomerado a idade das estrelas da seqncia principal no ponto de sada para o ramo das Gigantes.

Resumo

- Na medida que um aglomerado envelhece, a seqncia principal comea a desaparecer quando as estrelas da regio superior esquerda do Diagrama H-R migram para a regio das Gigantes Vermelhas.!!- Estrelas de Populao I, relativamente jovens, so ricas em metal; enquanto que estrelas de Populao II, relativamente velhas, so pobres em metal. Os metais nas estrelas de Populao I foram manufaturados por reaes termonucleares em uma gerao anterior de Populao II, posteriormente ejetados no meio interestelar e incorporados em uma gerao de estrelas posterior.!!- Estrelas Variveis Pulsantes: Quando a evoluo de uma estrela tal que a mesma passa por uma regio do Diagrama H-R denominada faixa de instabilidade, a estrela torna-se instvel e comea a pulsar.!!- Variveis Cefeidas so pulsantes de alta massa. Existe uma relao direta entre seu perodo e sua luminosidade.!!- RR Lyrae so variveis de baixa massa, pobres em metal e com perodos curtos de pulsao. !- Estrelas variveis de longo perodo tambm pulsam de uma maneira que menos compreendida.

Resumo

Sistemas Binrios: Transferncia de massa em um par binrio ocorre quando uma das estrelas preenche seu lbulo de Roche. Gs fluindo de uma estrela para outra atravessa o ponto Lagrangeano. Esta transferncia de massa pode afetar a histria evolutiva das estrelas que compem o sistema binrio.

Resumo