estrelas parte ii - astronomiaufabc.files.wordpress.com · • hidrogênio escasso no núcleo...

Estrelas – Parte II

Victoria Rodrigues [email protected]

24/05/14

Parte I O que são? Nascimento estelar; Evolução

Parte II Evolução:

Estrelas maiores que o Sol; Supernovas; Estrelas de Nêutrons; Buracos Negros; Estrelas Binárias Aglomerados Estelares

Sumário

Evolução de estrelas maiores que o Sol

Relação massa x evolução

Última Aula

Protoestrela

Estrela da Sequência Principal

Ramo de Subgigantes

Ramo das Gigantes Vermelhas

Helium Flash

Ramo Horizontal

Ramo Assintótico

Nebulosa Planetária

Anã Branca

Última Aula


• Uma estrela de massa próxima do Sol não chega a atingir uma temperatura suficiente no núcleo para que ocorra a fusão nuclear do carbono.

• Mas estrelas de massas maiores conseguem fazer a fusão de mais elementos.


• Esquema de queima: cebola


• Conforme a temperatura no núcleo aumenta →o produto de uma camada

se torna combustível da camada superior;

• Estrelas muito grandes →queima de hidrogênio →Gigantes Azuis(raras);

• Hidrogênio escasso no núcleo →Gigante Vermelha;


Diferente das estrelas de baixa massa, as estrelas maiores, após saírem da Sequência Principal, fazem caminhos oscilatórios horizontais (mantendo a luminosidade constante) na região superior do diagrama HR, a região das Supergigantes.

Supergigantes

• Estrelas que possuem massas variando de 8 a 70 massas solares.

• Podem apresentar um brilho de 30.000 a centenas de milhares de vezes a luminosidade do Sol.

• Essa fase compreende as Supergigantes Vermelhas e Supergigantes Azuis.

Supergigantes Vermelhas

Supergigantes Azuis

Gigantes Azuis no centro globular M15 Estrela Rigel (representação artística)


Nucleossíntese estelar:

H => He

Ciclo próton-próton Ciclo CNO (fonte de energia dominante em estrelas de massa maior)


He => C

Processo triplo-alfa


• Há temperatura suficiente para continuar:

C => Neônio (e Hélio)

• Temperatura do núcleo: T> 6* 10^8 K


Fusão do Neônio

• Temperatura do núcleo: T > 1,2 * 10^9 K


Fusão do Oxigênio

• Temperatura do núcleo: T > 1,5 * 10^9 K


Fusão de Sílício

Temperatura do núcleo: T > 2,7 * 10 ^9 K


• Por que não pode haver a fusão do ferro?

Após a produção do ferro, a próxima etapa deste processo seria formar o zinco-60, porém este processo ao invés de liberar energia ele a consumiria, o que não acontece espontaneamente.


• Como em cada etapa há geração de menos energia por núcleo, as fases são cada vez mais curtas.

Depois do Ferro...

• A pressão de degeneração eletrônica no núcleo de ferro suporta uma massa máxima.

• Quando este núcleo ultrapassa este limite => o núcleo implode e o resto da estrela explode => Supernova (SN).

• Durante uma Supernova, as temperaturas e densidades são tão altas que os elementos mais pesados que o ferro podem ser produzidos (processos que envolvem captura de nêutrons e prótons).

Morte de uma estrela de massa intermediária ou alta

O núcleo implodido vira:

• Para massas de 1.4 a 2.9 Msol : Estrela de Nêutrons.

• Para massas maiores: Buraco Negro.

Morte de uma estrela de massa intermediária ou alta

• Supernova => estrela de nêutrons ou buraco negro.

Supernovas

• Energia liberada em uma Supernova: ~ 10^46 J.

~1% dessa energia => energia cinética

Menos do que 0.01% => fótons (mas já é suficiente para fazê-la ter a luminosidade de uma galáxia inteira por um tempinho).

Restante: neutrinos (de difícil detecção).

Supernova na galáxia M32

Supernovas

Classificação espectral de Supernovas

• Supernovas podem ser classificadas pelas linhas de absorção nos seus espectros.

Supernova Tipo I

• Sem linhas de hidrogênio

• Ia : contém uma linha forte de silício ionizado.

• Ib : contém linhas fortes de hélio.

• Ic : não contém linhas fortes de hélio.

• Com linhas fortes de hidrogênio

Anã Branca em Sistema

Binário

Colapso do núcleo de estrelas de alta massa

Supernova Tipo II

Classificação espectral de Supernovas

Supernovas históricas

• SN 1006 : evento registrado na Europa, China, Japão, Egito e Iraque.

• Foi observada no início do ano de 1006 d.C.

• Grande luminosidade

• O remanescente ainda é visível em telescópios e continua a expandir (hoje com ~ 20pc)

• Essa supernova foi do tipo Ia.


• SN 1054: evento reportado em diversos lugares, como China, Japão, Coreia e Arábia.

• Primeira vez observado em 4 de julho de 1054.

• Foi visível de dia.

• O seu remanescente, a nebulosa de caranguejo, tem 3pc de extensão.

• Possui em seu centro um pulsar (será explicado na aula de Objetos Compactos).


• A supernova descoberta por Tycho Brahe em 1572 entrava em conflito com a crença da época de que o céu era invariável.

• Era uma SN tipo Ia.


• O aluno de Tycho Brahe, Johannes Kepler, também descobriu uma SN em 1604.

• É a SN mais recente observada na Via Láctea.

• Remanescente Cassiopeia.

• Provavelmente é do tipo Ia também.

Supernovas históricas • SN 1987A: última

supernova visível a olho nu, na Grande Nuvem de Magalhães (vizinha da Via Láctea, a 45 kpc).

• Veio de uma estrela supergigante azul com M ~ 20 vezes a massa do Sol.


• SN 1987: é a SN melhor observada até hoje.

• Foram detectados os primeiros neutrinos de uma fonte diferente do Sol.

• Era do tipo II-P.

• Até agora, não foi encontrado o seu remanescente.

Remanescentes de Supernovas

Remanescentes de Supernovas

Em geral, são menos simétricos que Nebulosas Planetárias

Estrelas de Nêutrons

• Núcleo de uma estrela de massa intermediária após sua explosão em uma Supernova (tipo Ib, Ic ou II).

• Ao redor deste núcleo: nebulosas.

• Mais sobre essas estrelas na aula de Objetos Compactos.

Buraco Negro

• Resultado da morte de uma estrela maior que 30 massas solares (há divergências sobre este número).

• De acordo com a Teoria da Relatividade Geral, Buracos Negros são regiões do espaço onde há uma gravidade tão elevada que nem a luz consegue escapar.

Estrelas Binárias

São Estrelas que ocorrem em pares gravitacionalmente ligados, girando em torno do centro de massa comum.

Estrelas Binárias

• Estrela mais brilhante: primária

• Estrela menos brilhante: secundária

Sirius A (primária) e Sirius B (parte inferior do

lado esquerdo, secundária)

Estrelas Binárias

• Estrelas binárias são muito frequentes;

• Existem sistemas com mais estrelas, mas não vamos tratar neste momento.

Estrelas Binárias

• Como detectá-las?

A observação direta é muito difícil, pois apresenta dois problemas principais:

1) A luz da estrela primária pode ofuscar a estrela secundária, impedindo a visualização do sistema binário;

2) Pode-se confundir com o duplo ótico: duas estrelas independentes na mesma direção do céu.

Duplo ótico

Estrelas Binárias


Pelo movimento próprio (ou movimento aparente no céu) também é difícil, pois é um movimento muito sutil e lento.

Exemplo:

A separação angular entre Sirius A e B varia entre 3'' e 11'', e o período orbital é da ordem de 50 anos.

Mas ainda a análise deste movimento pode ajudar a calcular as massas e órbitas das duas estrelas.

Estrelas Binárias


• Espectro Binário

Desvantagem: É possível que o espectro da estrela secundária seja muito tênue e, por isso, não detectado. Essa detecção não garante a determinação da massa do sistema.

Estrelas Binárias


• Binária Espectroscópica

É possível obter com o espectro a velocidade relativa entre as duas estrelas, através do Efeito Doppler.

O movimento Doppler de um espectro só já é suficiente para denunciar a existência de uma binária.

Estrelas Binárias


• Binárias Eclipsantes

• Final do século XVII: astrônomos percebiam que periodicamente determinadas estrelas tinha uma queda de cerca de 30% do seu brilho.

• Concluíram que essas variações eram resultado de eclipses de uma estrela de um par primário pela outra.

• Binárias eclipsantes são raras.

• Essa abordagem permite determinar o raio de cada estrela da binária.

Estrelas Binárias

• Binárias Eclipsantes:

Estrelas Binárias

• Como detectá-las? • Binárias de Contato • Quando duas estrelas estão

fisicamente muito próximas, é possível que efeitos de maré entre elas sejam importantes.

• Como as estrelas são objetos gasosos, ao invés de sólidos, a atração gravitacional pode arrancar material de uma estrela e transferi-lo para a outra.

• Dizemos então que trata-se de uma binária de contato, mesmo que as superfícies das duas não estejam se tocando diretamente.

• https://www.youtube.com/watch?v=0l2-eXafEEE

https://www.youtube.com/watch?v=0l2-eXafEEE




Estrelas Binárias

• Às vezes métodos de determinação de massas/órbitas podem ser combinados.

• Os mesmos métodos são usados para detectar planetas fora do Sistema Solar (exoplanetas).

Aglomerados Estelares


O que são?

• São conjuntos de estrelas formadas juntas no colapso de uma nuvem de gás que se fragmentou (quando a massa dessa nuvem é da ordem de 10^4 a 10^5 massas solares).

• Por isto todas as estrelas de um aglomerado têm a mesma idade e a mesma composição química.

Pleiades – Aglomerado Aberto

47 Tuc – Aglomerado Globular


O diagrama Hertzsprung-Russell de um aglomerado pode nos dar informação sobre a idade e, a segunda vista, sobre a composição química do aglomerado e proporcionar testes à teoria de evolução estelar, já que:

• Estrelas de massas diferentes entram na Sequência Principal em locais e tempos diferentes (mas todas tem aprox. a mesma idade e composição).

• Estrelas de massas diferentes evoluem em escalas de tempo diferentes.

Diagrama dos Pleiades Diagrama de 47 Tuc

A evolução do diagrama de HR de um aglomerado

• Após o colapso inicial da nuvem molecular, estrelas de alta massa chegam primeiro à Sequência Principal, evoluindo rapidamente.


• A Sequência Principal vai se enchendo “de cima pra baixo”, e logo as estrelas de massa mais alta já saem da Sequência Principal para se tornarem Gigantes Vermelhas.


• Enquanto estrelas de massas cada vez mais baixas esgotam seu hidrogênio no núcleo, a Sequência Principal vai se esvaziando “de cima pra baixo”, e o ramo de Gigantes Vermelhas se enchendo.

• “Turn-off” : ponto em que as estrelas começam a deixar a Sequência Principal; ele se desloca para baixo com o tempo.

• Os ramos horizontal e assintótico também vão se enchendo com o tempo (não mostrado aqui).


• Animação feita pelo aluno da UFABC Arthur Julião na disciplina de Projeto Dirigido.


Em resumo: aglomerados estelares nos fornecem:

• Idades de estrelas

• A idade da Via Láctea

• Idades de outras galáxias com aglomerados observáveis

• Um limite mínimo para a idade do Universo.

https://www.youtube.com/watch?v=_mr9y4F6ME4

Vídeos

https://www.youtube.com/watch?v=3VDIjY6k7rk – Aglomerados Estelares – Série “O Universo”

https://www.youtube.com/watch?v=aSyEXbky3mw – “Os Belos e Úteis Aglomerados Estelares” - Física na Cultura

https://www.youtube.com/watch?v=3VDIjY6k7rk



https://www.youtube.com/watch?v=aSyEXbky3mw



Agradecimentos

• Ao professor Pieter e a Thays pelo material das aulas.

• Próxima aula: 31/05 – Via Láctea (Jéssica)

Obrigada!!!

estrelas parte ii - astronomiaufabc.files.wordpress.com · • hidrogênio escasso no núcleo...

Documents