Estrelas (VI)

Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira

IAG/USP

AGA 210 – 1° semestre/2016

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

Estrelas variáveis: período-luminosidade Aglomerados abertos e globulares: -- idades, diagrama H-R Binárias: novas, novas recorrentes Supernova tipo Ia Nucleossíntese

Proto-estrela

Nuv

ens

mol

ecul

ares

TempoMenos de 0,08 M

anã marron

Entre 0,08 e 0,4 MAnã vermelha na

sequência principal

0,4 até 8 Mestrela da

sequência principal

8 até 25 M

Mais de 25 M

Supergigante azul

Supergigante

Supergigante vermelha

Nebulosaplanetária

Anãbranca

Supernova

Supernova

Estrela de Nêutrons

Buraco negro

Gigante vermelha

Mas

saes

tela

r

Proto-estrela

Proto-estrela

Proto-estrela

Proto-estrela

estrela dasequência principal

estrela dasequência principal

Gigante vermelha

Discovering the Universe N.F. Comins & W.J. Kaufmann (2008)

Estrelas Variáveis

•  Uma das estrelas deste campo tem luminosidade variável. •  Variação recorrente e periódica: estrelas pulsantes.

Estrelas pulsantes •  Classe de estrelas com variabilidade intrínseca: são pulsantes e suas

propriedades variam periodicamente.

•  São estrelas normais, que em um dado período de sua vida passam por uma fase de instabilidade � Internamente instável; � Luminosidade, raio e temperatura variam regularmente.

Estrelas pulsantes •  Faixa de instabilidade:

–  Entre a sequência principal e as gigantes vermelhas.

–  Estrelas nesta região pulsam regularmente.

•  Cefeidas: variáveis pulsantes de alta massa e período de pulsação entre 1 a 100 dias.

•  RR Lyrae: variáveis de baixa massa e período de pulsação curto (menos que um dia).

•  Variáveis de longo período (~ 1 ano).

•  As Cefeidas e RR Lyrae estão na fase de queima de He no núcleo.

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Cefeidas •  Protótipo é δ Cefeida, estrela cuja luminosidade varia de um fator 2,3

(quase uma magnitude) em cerca de 5 dias e 10 horas.

•  A variação da luminosidade pode ser apresentada como uma curva de luz.

•  O mecanismo de pulsação foi explicado por A. Eddington em 1917, conhecido como “Válvula de Eddington”: –  Ionização e recombinação periódica do gás nas camadas mais externas da

estrela funcionam como uma válvula de pressão, alterando a opacidade do gás da estrela.

brilho máximo

brilho máximo

curva de luz de uma Cefeida

Estrelas cefeidas

estrela se expande rapidamente

O gás no interior de uma Cefeida ou RR Lyrae esquenta e esfria alternadamente, fazendo a estrela aumentar e diminuir de tamanho � variação periódica da luminosidade.

(+ é para fora – é para dentro)

Relação período-luminosidade

•  Em 1912, Henrietta Leavitt descobre que o período de pulsação das Cefeidas é proporcional à sua luminosidade intrínseca.

1868 – 1921

Relação período-luminosidade

•  2 tipos de Cefeidas: –  “Clássicas” ou

tipo I: ricas em metais. –  “W Virginis” ou tipo II:

pobres em metais.

•  Diferentes relações Período-Luminosidade.

Relação período-luminosidade

•  Esta relação pode ser utilizada para determinação de distância.

•  Mede-se o período de pulsação...

•  ...e obtemos a luminosidade intrínseca.

m – M = 5 log(Dpc/10)

obtemos a distância.

Relação período-luminosidade •  As Cefeidas têm magnitudes médias intrínsecas de

MV = 0 a –5.

•  Tomando uma Cefeida de MV = –5, a 1 Mpc de distância: –  sua magnitude aparente será mV = 20. –  Observável em um bom telescópio de ≈ 2,5m de diâmetro.

a 20 Mpc de distância: –  sua magnitude será mV = 26,5. –  Observável em um bom telescópio de ≈ 2,5m de diâmetro no espaço

(Telescópio Espacial Hubble).

a 40 Mpc de distância: –  sua magnitude será mV = 28,0. –  Observável em um telescópio de ≈ 6,5m de diâmetro

no espaço (Telescópio Espacial James Webb).

m – M = 5 log(Dpc/10)

módulo de distância

Distância usando Cefeidas

distância

17 Mpc

Estrelas nascem juntas, em grupos

•  Exemplo: aglomerado das Plêiades: ~ 3000 estrelas, 125 pc de distância, 4 pc de diâmetro, ainda se vê o gás em volta das estrelas

Rogelio Bernal Andreo (Deep Sky Colors)

Aglomerados abertos Estrelas ainda jovens, recém formadas. Mais de 1000 são conhecidos na Galáxia.

Estrelas que nasceram juntas

Aglomerados globulares 100 mil ~ 1 milhão de estrelas ~50-100 pc de diâmetro Em geral são objetos antigos. Há 158 conhecidos na Galáxia.

M 3

M13

Aglomerados

•  Aglomerados abertos => estrelas jovens –  exemplo: Plêiades, Hyades.

•  Aglomerados globulares => estrelas evoluídas –  exemplo: M3, M5, ω Centauro.

•  Em ambos os casos, em aglomerados: –  as estrelas do aglomerado

estão à mesma distância de nós;

–  nasceram juntas.

Roth Ritter (Dark Atmospheres)

Aglomerados abertos h e χ Persei

Evolução no diagrama H-R

Sequência principal

Gigante vermelha Nebulosa planetária

Anã branca

A

B

C

D

E

aglomerado de estrelas evoluindo

Diagrama H-R p/ aglomerados

•  A maioria das estrelas está na Sequência Principal •  � Aglomerado jovem.

Diagrama H-R p/ aglomerados

•  Qual destes aglomerados é mais velho? (lembre-se, quanto menor a temperatura na Sequência Principal, menor a massa e maior o tempo de vida)

NGC 188

M 67

Diagrama H-R p/ aglomerados

•  Qual destes aglomerados é mais velho? (lembre-se, quanto menor a temperatura na Sequência Principal, menor a massa e maior o tempo de vida)

Para M 67 a idade é estimada entre 2 e 3×109 anos. Para NGC 188, a idade estimada é de 3,6×109 anos.

Diagrama H-R p/ aglomerados

•  Qual é a idade do aglomerado de Hyades? Como não há estrelas na Seq. Princ. mais azul do que B-V = 0,1, então as estrelas O e B já saíram da Seq. Princ. Logo, Hyades deve ter 400 milhões de anos (tempo de vida na Seq. Principal de uma A0)

Tipo espectral

B-V Idade (109 anos)

O -0.4 <0.001

B -0.2 0.03

A 0.2 0.4

F 0.5 4

G 0.7 10

K 1.0 60

M 1.6 >100

Diagrama H-R p/ aglomerados

•  O aglomerado globular M92, em Hércules, é mais velho que as Hyades.

Tipo espectral

B-V Idade (109 anos)

O -0.4 <0.001

B -0.2 0.03

A 0.2 0.4

F 0.5 4

G 0.7 10

K 1.0 60

M 1.6 >100

Diagrama H-R p/ aglomerados

•  O ponto onde a Sequência Principal “termina” muda com a idade e é chamado “turn-off”.

NGC 2362 tem cerca de 5 milhões de anos.

Plêiades (M45), estrelas tipo B com cerca de 100 milhões de anos.

M67 tem cerca de 4 bilhões de anos.

Evolução de estrelas em pares

•  Se uma estrela com massa menor que 8 M� evolui sozinha: –  termina como uma anã branca.

•  Contudo, mais da metade das estrelas (excluindo tipo M) se encontram em sistemas múltiplos, em particular, em pares.

•  A evolução de estrelas em um sistema binário cerrado (estrelas muito próximas) é diferente.

Evolução de estrelas em pares

•  Em um par onde as estrelas têm massas diferentes:

–  A estrela mais massiva do par evolui mais rápido.

–  Ela se tornará uma Anã Branca enquanto a outra estrela ainda está na Sequência Principal.

–  Sírius A ainda está na Sequência Principal (é uma estrela tipo A).

–  Mas Sirius B é uma Anã Branca, já saiu da Sequência Principal.

Pares de estrelas

•  Qual é a força sentida por uma partícula entre as estrelas? •  Para onde ela vai?

estrela 1 estrela 2

Pares de estrelas

•  Cada estrela “controla” uma região dentro do “Lóbulo de Roche” (ou Superfície de Roche).

•  O Lóbulo de Roche corresponde a um equipotencial da gravidade. •  L1, L2, L3, L4 e L5 são pontos de estabilidade:

–  Chamados pontos de Lagrange. •  Os pontos L1, L2 e L3 estão na mesma linha que liga as duas

estrelas.

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Pares de estrelas

•  A gigante vermelha enche o lóbulo de Roche e parte do envelope externo cai, pelo ponto L1, na anã branca.

•  Forma-se um disco de acreção em torno da Anã Branca.

•  O gás que cai de L1 não atinge a anã branca diretamente devido a rotação da binária.

L1

Nova

•  Hidrogênio acrescentado pelo disco se acumula na superfície da anã branca.

•  Camada quente e densa de hidrogênio até...

•  Fusão explosiva de hidrogênio na superfície da estrela.

•  Explosão de uma Nova.

Nova Cygni 1975

Nesta imagem só vemos a estrela da Sequência Principal, não vemos a anã branca.

Nova

http://svs.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/details.cgi?aid=11641 Walt Feimer (HTSI), NASA's Goddard Space Flight Center

•  Acréscimo de massa da gigante vermelha para a anã branca através o ponto de Lagrange L1.

•  Fusão explosiva de hidrogênio na superfície da estrela. •  A anã branca sobrevive à explosão

Nova •  Se o aumento de luminosidade é de um fator 10 (2,5 magnitudes):

–  Nova anã.

•  Quando o aumento é de um fator 10.000 (10 magnitudes): –  Nova clássica.

•  Há ejeção de matéria que pode chegar a ~2000km/s.

observação do solo

Nova T Pyxidis

Nova recorrentes •  Após a explosão da Nova, o ciclo pode

recomeçar. •  A anã branca volta a acumular massa

pelo disco de acreção. •  Densidade e temperatura voltam a

aumentar � Outra Nova.

T Pyxidis

erupção a cada ~20 anos 1920, 1944, 1966, 2011

Objetos compactos em binárias •  Além de anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros podem

fazer parte de um sistema binário.

•  O disco de acreção é muito mais energético do que no caso da anã branca.

•  Não há o fenômeno de Novas.

Objetos compactos em binárias •  No caso da secundária ser um

buraco negro, a matéria cai no horizonte de eventos e “desaparece”.

•  No caso da secundária ser uma estrela de nêutrons, a matéria ao cair na superfície causa um flash de raios-X.

Observando Buracos Negros •  Buracos negros isolados são praticamente impossíveis de

serem observados.

•  Mas em sistemas binários, observamos a consequência da presença de um buraco negro –  Disco de acréscimo extremamente energético:

emissão em raios-X. a interação com o campo magnético provoca a ejeção de partículas (jatos)

http://chandra.harvard.edu/photo/2006/j1655/j1655_sm.mov

Como deve ser o sistema binário GRO J1655-40

Observando Buracos Negros •  Buracos negros isolados são praticamente impossíveis de

serem observados.

•  Mas em sistemas binários, observamos a consequência da presença de um buraco negro –  Disco de acreção extremamente energético:

emissão em raios-X.

•  Exemplo: Cygnus X-1 –  1860 pc da Terra –  Estrela da sequência

principal com 25 M�. –  Pelo movimento orbital, a

massa da dupla é 35 M�. –  � companheira invisível

de 10 M�.

http://sci.esa.int/integral/48588-artist-s-impression-of-cygnus-x-1/

HD 226868 (O9V) Supergigante azul

transferência de massa

disco de acreção

jato de partículas

buraco negro

Acreção em sistemas binários

•  No caso de acreção em uma anã branca: –  Na explosão da Nova, nem todo material é expelido. –  A acreção aumenta a massa da anã branca. –  A pressão dos elétrons degenerados só pode suportar até 1,4 M�,

o Limite de Chandrasekhar.

•  Quando a massa da anã branca supera 1,4 M�: –  A estrela colapsa. –  O carbono e oxigênio iniciam uma fusão em toda a estrela. –  Quase toda a estrela é transformada em Ferro e Níquel –  A estrela inteira explode.

•  SUPERNOVA tipo Ia

Supernova Tipo Ia

•  Acreção na anã branca e detonação da Supernova Ia

Supernova Tipo Ia •  Supernova Ia observada em

1994 pelo telescópio espacial Hubble, em uma galáxia a ~18 Mpc.

•  Evento extremamente energético.

•  Magnitude absoluta –19,6 (na banda B). –  Se ocorresse uma SN Ia a 100 pc de distância, sua

magnitude aparente seria –14,5, mais brilhante do que a Lua cheia.

•  Supernovas observadas por Tycho Brahe (11/1572) e Johannes Kepler (10/1604) foram de Tipo Ia.

Supernova Tipo Ia

•  Emissão em raios-X.

•  3 SNs Ia e 1 SN II da Grande Nuvem de Magalhães. –  Qual é a

SN II?

600 anos 1500 anos

10.000 anos 13.000 anos

Supenova Tipo Ia Supernova Tipo II explosão de uma anã branca em sistema binário

Colapso do caroço de estrela massiva

Enriquece o meio interestelar com Ferro e Níquel.

Enriquece o meio com C, O, Ne, Mg, Si

Ocorre em todo tipo de galáxias. Ocorre em galáxias que ainda formam estrelas.

Luminosidade máxima é praticamente a mesma. Em geral, + brilhante que II.

Luminosidade máxima varia de uma SN p/ outra

Não há linhas de hidrogênio no espectro. Tem linhas de hidrogênio no espectro

•  Curvas de luz normalizadas

Ia II outras total 2 4 0,8 6,8

taxa de supernovas

por século para uma galáxia com a luminosidade da Via Láctea

Nucleossíntese e enriquecimento •  Em estrelas massivas, até a explosão da supernova a estrela sintetiza

elementos até o Fe no núcleo.

•  Pelo processo de captura lenta de nêutrons (chamado processo-s) são sintetizados elementos até o Bismuto (elemento não radioativo mais pesado) fora do núcleo (em baixa quantidade).

•  Estrelas de baixa massa (como o Sol) contribuem muito pouco com o enriquecimento do meio, apesar de produzirem C, N e O. uecimento do meio, apesar de prooduzirem C, N ee O.

Nucleossíntese e enriquecimento •  SN II => ejeção de “elementos-alfa”:

–  elementos formados pela fusão sucessiva de núcleos de hélio (também conhecido como partícula alfa).

–  exemplo: carbono, oxigênio, neônio, silício, enxofre, cálcio. •  SN Ia => ejeção de elementos do “grupo do ferro”:

–  Níquel e ferro (produzidos durante a explosão da anã branca). •  Em supernovas, a captura rápida de nêutrons (chamado processo-r)

sintetiza elementos até o Plutônio fora do núcleo.

Raios cósmicos quebram o carbono do meio interestelar para produzir Li, Be e B.

Resumo da principal origem dos elementos

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Material de supernova ainda chega por aqui https://www.sciencedaily.com/releases/2016/04/160414113425.htm

Baseado na quantidade do isótopo radioativo do ferro, 60Fe. Fimiani et al. 2016, PRL