Estrelas (V)

Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira

IAG/USP

AGA 210 – 1° semestre/2016

www.astro.iag.usp.br/~aga210/

Evolução de estrelas de alta massa Supernova tipo II Estrela de nêutron Pulsar Buraco negro

a b c

d

Evolução de uma estrela como o Sol •  Sequência Principal

~ 10 bilhões de anos; •  Resto da vida (exceto fase de

anã branca): ~ 0,15 bilhões de anos;

•  Anã branca ~ algumas dezenas de bilhões de anos.

Duração [anos]

Temperatura superfícial [K]

Raio [solar]

Estágio evolutivo

10 bilhões 6000 1 Sequência Principal (a)

100 milhões 4000 3 Subgigante (b)

100 mil 4000 100 Flash do hélio (b)

50 milhões 5000 10 Ramo horizontal (c)

10 mil 4000 500 Supergigante vermelha

100 mil 100.000 0,01 Núcleo de carbono (d)

3000 1000 Nebulosa planetária (e)

10+ bilhões 50.000 0,01 Anã branca (f)

f

e

Núcleo de Carbono

queima de Hélio

queima de Hidrogênio

envelope sem queima

L* = 4πR*2σT 4

Fim da vida do Sol

•  Depois de aumentar de tamanho e vaporizar os planetas Mercúrio, Vênus e talvez a Terra, o Sol expele parte da atmosfera formando uma Nebulosa Planetária.

•  O que sobra, é o “caroço” do Sol, rico em Carbono, inicialmente quente: uma Anã Branca.

•  As anãs brancas não colapsam, pois o peso é contrabalanceado pela Pressão de Degenerescência Eletrônica.

•  As anãs brancas vão se apagando, a luminosidade e a temperatura diminuem mantendo o tamanho aproximadamente constante.

Estrelas de alta massa •  M maior que ~8 massas solares.

•  Estrutura interna diferente: –  Convecção próximo do centro.

alta massa massa solar

baixa massa

Estrelas de alta massa •  M maior que ~8 massas

solares.

•  A trajetória pós-sequência principal é principalmente horizontal:

–  mesma luminosidade. –  O raio expande e faz a

temperatura superficial diminuir.

•  Não há o flash do hélio: –  Fusão do hélio começa

sem explosão.

15 M�

20 M�

L* = 4πR*2σT 4

Estrelas de alta massa •  M maior que ~8 massas

solares.

•  A evolução é muito rápida.

•  Antes de se tornar uma gigante vermelha começa a queima de He.

•  A nucleossíntese prossegue além do carbono.

•  Elementos como nitrogênio, oxigênio, neônio, magnésio,..., até o ferro são sintetizados.

15 M�

20 M�

He C O

Estrelas de alta massa •  M maior que ~8 massas solares.

•  A estrela tem uma estrutura de “cebola”.

•  Núcleo tem raio ~ RTerra.

•  Envelope tem raio ~ 5 U.A. (órbita de Júpiter).

Energia de ligação

•  Diferença entre energia de ligação de dois átomos é liberada numa fusão nuclear...

•  Mas só até o ferro! Depois a fusão necessita de energia. –  ou seja, a fissão nuclear passa a liberar energia.

Estrelas de alta massa •  M maior que ~8 massas solares.

•  A estrela tem uma estrutura de “cebola”.

•  Núcleo de Fe tem raio ~ RTerra e massa aproximadamente maior que 1,4 M�.

•  Envelope tem raio ~ 5 U.A. (órbita de Júpiter).

•  A fusão nuclear termina no ferro (só um pouco de níquel é sintetizada).

Estrelas de alta massa •  M maior que ~8 massas solares.

•  Períodos de equilíbrio e instabilidade.

•  Muita perda de massa por ventos estelares.

•  Temperatura e densidade central aumentam.

•  Para uma estrela de 20 M�, queima de: – H: 107 anos; – He: 106 anos; – C: 1000 anos; – O: 1 ano; – Si: 1 dia, formando um “caroço: de Fe !

Estágios finais de estrelas de alta massa

•  No caroço de ferro não há mais produção de energia.

•  Quando a temperatura alcança ~ 10 bilhões de graus o ferro é fotodesintegrado:

–  o ferro é literalmente atomizado em prótons e nêutrons.

–  Agora o núcleo consiste de elétrons, prótons, nêutrons e fótons, com densidade muito alta.

•  A fotodesintegração consome energia. Há ainda menos energia para equilibrar a estrela, diminuindo ainda mais a pressão e aumentando a densidade, o que acarreta em um colapso.

•  Conforme a densidade aumenta: prótons + elétrons � nêutrons + neutrinos

•  A região central da estrela colapsa em menos de 1 segundo!

Estágios finais de estrelas de alta massa

•  Neste momento os nêutrons passam a ser comprimidos entre si, causando agora a degenerescência de nêutrons.

•  A pressão dos nêutrons degenerados é capaz de cessar o colapso gravitacional do núcleo estelar. A densidade chega a aproximadamente 1018 kg/m3 (1 milhão de toneladas/milímetro3).

•  O colapso termina com a formação de um objeto denso central: uma estrela de nêutrons ou um buraco negro (vamos falar deles mais tarde...).

•  A matéria do resto da estrela que cai bate no objeto central e provoca uma onda de choque que é rebatida.

•  A energia é tão grande que a estrela é completamente destruída e tudo (exceto o objeto central denso) é expelido.

� Explosão de uma SUPERNOVA

Estágios finais de estrelas de alta massa

•  De supergigante vermelha até supernova.

Supernova •  A supernova formada pelo colapso do caroço é chamada

de Tipo II.

•  Sua energia é comparável à luminosidade de todas as estrelas de uma galáxia: –  alcança magnitude absoluta ≈ –18. (A mag aparente da Lua é -12,7).

nebulosa do caranguejo => resto de Supernova

“Vassoura da Bruxa”, NGC 6960

Cassiopéia A

Supernova 1987A

Supernova 1987A •  A última supernova visível a

olho nu foi em 1987, uma estrela que explodiu na Grande Nuvem de Magalhães (uma vizinha da Via Láctea, a 45 kpc).

•  A estrela progenitora era uma gigante azul de 25 vezes a massa do Sol.

imagem do HST de 1994

Grande Nuvem de Magalhães

Supernova •  Nebulosa do Caranguejo (constelação de Touro), a 2000 pc.

•  Resto da supernova que foi observada em julho de 1054.

•  Se sua magnitude absoluta foi –18, então sua magnitude aparente foi –6,4.

raios-X visível

Supernova •  Supernova em outra galáxia (note seu brilho em comparação com o

resto da galáxia). •  Como são muito brilhantes, podemos observá-las de longe

estas são estrelas da nossa própria galáxia

esta é a supernova

De Gigante vermelha até estrela de nêutrons

•  gigante vermelha

•  colapso do caroço; Supernova tipo II

•  estrela de nêutrons + resto de supernova

Anãs Brancas

•  Se a massa do caroço é menor do que 1,4 M�, a pressão de elétrons degenerados pode manter o objeto. � É isto que impede uma anã branca de diminuir de tamanho.

•  Princípio de exclusão Wolfgang Pauli (1925): partículas como elétrons, prótons e nêutrons não podem ter os mesmos números quânticos.

•  Na anã branca, os elétrons não podem ocupar orbitais de energia menor porque estes orbitais já estão ocupados => estes elétrons exercem uma pressão que sustenta a estrela.

Estrelas de nêutrons

•  Mas se a massa for maior do que 1,4 M�, então temos a formação de uma bola de nêutrons:

elétrons + próton –> nêutron + neutrino

•  Este limite é chamado de “limite de Chandrasekhar” –  Subrahmanyan Chandrasekhar, Prêmio Nobel 1983.

•  Tem um pouco mais que a massa do Sol em um diâmetro de ~20 km! –  (as anãs brancas tem o tamanho da Terra).

Estrelas de nêutrons •  Uma estrela de

nêutrons comparada com a região metropolitana da Grande São Paulo.

•  Lembrando que esta estrela tem ~1,4 massas solares.

•  Soltando um corpo a 1 metro de altura da superfície de uma estrela de nêutrons:

–  este corpo chegaria na superfície com 1750 km/s em 0,001 milisegundos.

–  10 kg chegaria na superfície com energia de 4 quiloton.

Pulsar •  Estrela de nêutrons onde o eixo de rotação não coincide com o eixo do

campo magnético. –  partículas e radiação são emitidos na direção dos polos magnéticos do pulsar.

•  O sinal é periódico e

extremamente regular.

•  Descobertos em 1967 por Jocelyn Bell.

–  por certo tempo, acreditou-se que era um sinal de ETs...

Pulsar •  O pulso de um pulsar dura entre alguns segundos até alguns milisegundos.

•  Vemos o pulsar porque o feixe de radiação passa por nós.

•  O pulso é observado em rádio, a estrela de nêutrons emite pouco no visível.

“som” do pulsar Vela, resto de uma supernova de 10 mil anos, que gira 11 vezes por segundo:

"Ora (direis) ouvir estrelas! Certo Perdeste o senso"! E eu vos direi, no entanto, Que, para ouvi-las, muita vez desperto E abro as janelas, pálido de espanto...

Olavo Bilac

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www.jb.man.ac.uk/~pulsar/Education/Sounds/sounds.html

Pulsar •  Algumas centenas de pulsares são conhecidos e alguns estão

associados a restos de supernovas.

•  Os primeiros exoplanetas foram descobertos em órbita de pulsares em 1992. Isto foi surpreendente pois imaginava-se que a explosão de uma supernova destruiria os planetas.

Estágios finais de evolução estelar

•  A estrela perde parte da massa: Nebulosa Planetária (estrelas de baixa massa) e Supernova (estrelas de alta massa): sobra um “resto”.

•  Se o resto da estrela tem menos que ~1,4 M�: –  Anã Branca. –  pressão dos elétrons degenerados.

•  Se o resto da estrela tem mais que ~1,4 M� e menos que ~ 3M�: –  Estrela de nêutrons. –  pressão dos nêutrons degenerados.

•  Se o resto da estrela tiver mais que ~3 M�: –  Nada segura o peso do resto da estrela. –  BURACO NEGRO.

Buraco Negro

•  Já foi imaginado por Laplace no final do séc. XVIII: um corpo com gravidade tão elevada que mesmo a luz não pode escapar.

•  Mas a teoria de buracos negros só pôde ser desenvolvida satisfatoriamente após a teoria da relatividade geral de Albert Einstein de 1915.

•  Karl Schwarzschild (1916) descobre a primeira descrição relativística de um buraco negro.

Buraco Negro

•  Visão relativística de um buraco negro: deformação do espaço-tempo, de onde nem a luz pode escapar.

analogia em 2 dimensões da deformação do espaço

massa e energia deformam o espaço-tempo � espaço-tempo determina as trajetórias

Buraco Negro

•  Outra forma de descrever um buraco negro: singularidade cercada por um horizonte de eventos, de onde nem a luz pode escapar.

analogia em 2 dimensões da deformação do espaço

horizonte de eventos

singularidade

Buraco Negro

•  O tamanho (raio) de um buraco negro é proporcional a sua massa:

G => constante gravitacional c => velocidade da luz.

•  Um buraco negro com a massa... –  da Terra teria 17,7 mm de diâmetro e dens. 1,2×1026 g/cm3;

(120 milhões GigaToneladas/mm3);

–  do Sol teria 5,9 km de diâmetro e 1,1×1015 g/cm3;

–  com 3 M� teria 17,7 km de diâmetro e dens. 1,2×1014 g/cm3; (120 mil toneladas/mm3);

–  com 25×106 M� teria 1 U.A. e densidade 9,8 g/cm3;

raio de Schwarzschild =2G

c 2 × massa

Buraco Negro •  Como nem a luz escapa de um buraco negro (por isso o nome) não

podemos observá-lo diretamente.

•  Mas se tem matéria que cai no BN, esta matéria se aquece e emite radiação. Esta radiação pode revelar a presença do BN.

•  Além disto, a interação com o campo magnético provoca a ejeção de partículas (jatos).

Evolução estelar simplificada

Estrela deNêutrons

BuraconegroAnã preta

Anã branca

Nebulosaplanetária Supernova

Gigantevermelha

Supergigantevermelha

Estrela da Sequência Principal

Proto estrela

Anãmarrom

Flashdo hélio

< 0.08M

0.08–0.4 M

0.4–2 M 2–8 M > 8 M

1.4 M > 3 M

Nuvem molecular

Ciclo de uma estrela massiva

•  Estrelas massivas vêm do meio inter-estelar e terminam como supernova de tipo II, enriquecendo o meio com novos elementos pesados � Evolução química das galáxias.

Ciclo de uma estrela massiva

Supergigante vermelha

Supernova tipo II

buraco negro

estrela de nêutrons material reciclado