formação e estrutura de objetos estelares compactos

Julho 2012 Escola do CBPF

Formação e estrutura de Formação e estrutura de objetos estelares compactosobjetos estelares compactos

Sergio B. DuarteSergio B. Duarte

CBPF CBPF

Julho 2012 Escola de Verao - CBPF

ConteConteúdo do Cursoúdo do Curso

•Formação de objetos compactos na evolução estelar – o papel Formação de objetos compactos na evolução estelar – o papel da nucleossíntese no ciclo evolutivo. da nucleossíntese no ciclo evolutivo.

•Explosões de supernovas, mecanismos de explosão, geração de Explosões de supernovas, mecanismos de explosão, geração de fluxo de neutrinos, nucleossíntese explosiva e o papel dos fluxo de neutrinos, nucleossíntese explosiva e o papel dos neutrinos para a explosão e nucleossíntese em supernovas.neutrinos para a explosão e nucleossíntese em supernovas.

•A matéria densa e superdensa destes objetos e os neutrinos A matéria densa e superdensa destes objetos e os neutrinos aprisionados nos primeiros momentos de formação. Estrutura aprisionados nos primeiros momentos de formação. Estrutura e estabilidade de estrelas supercompactas e o papel da e estabilidade de estrelas supercompactas e o papel da Relatividade Geral Relatividade Geral

• Novos problemas observacionais e teóricos na área e suas Novos problemas observacionais e teóricos na área e suas conexões com as questões não respondidas sobre o plasma de conexões com as questões não respondidas sobre o plasma de quark e glúons, colocadas no contexto astrofísicoquark e glúons, colocadas no contexto astrofísico


Objeto mais compacto: O Universo primordial

• Transição de fase 1-ordem: quarks livres em equilibrio termodinâmico passam a quarks confinados em hádrons3.

Transição adiabática : as bolhas se formam na co-existencias das fases hadrônica e de quarks.

Bolhas de quarks no Universo Bolhas de quarks no Universo PrimordialPrimordial


Visão Atual doVisão Atual do Universe UniversePequena HistóriaPequena HistóriaSuperstrings,Superstrings,

Quantum GravituyQuantum Gravituy

Modelo PadrãoModelo Padrão

QCDQCDDesacoplamento de fotons

Formação de Estruturaem grande escala

10-16 metros

As Partículas fundamentais (Modelo Padrão)As Partículas fundamentais (Modelo Padrão)

QuarksQuarks

UpUp

(carga=+2/3(carga=+2/3))

CharmCharmCarga(+2/3)Carga(+2/3)

Top Top Carga(+2/3)Carga(+2/3)

Bosons Bosons MediadorMediador

es da es da ForçaForça

PhotonPhoton

Down Down (carga=-1/3)(carga=-1/3)

StrangeStrange(carga=-(carga=-

1/3)1/3)

Bottom Bottom (carga=-1/3)(carga=-1/3)

GluonsGluons

LeptonLeptonss

electron electron

(carga=-1)(carga=-1)MuonMuon

(carga=-1)(carga=-1)TauTau

(carga=-1)(carga=-1)W+ , W+ , W-W-

Neutrino Neutrino eletronico eletronico

neutrinoneutrino

MuonicoMuonicoNeutrinoNeutrino

tauonicotauonicoZZ

I (leves)I (leves) IIII III(pesados)III(pesados) HiggsoHiggsonn

(?)(?)

http://www.wordwizz.com/about-16.htm


Programa mundial de colisões Programa mundial de colisões UltrarelativisticasUltrarelativisticas

4-101.5-4.0< 1QGP (fm/c)

15-403.52.5 (GeV/fm3)

7000-1400020017s1/2(GeV)

LHCRHICSPSColisões Centrais


Primeiras estrelas estão nascendo ...


PequenasPequenas fluctua fluctuaçõeções s desenvolveudesenvolveu parapara clusters clusters

dede galaxi galaxiaass


Expansion of the UniverseExpansion of the Universe

t


Edwin Hubble (1889-1953)Edwin Hubble (1889-1953)

Hubble trabalhando com100” telescope em Mt. Wilson, CA.

Lei de Hubble

V Hr

Estimado pelo efeito Doppler


http://www.observatorio.ufmg.br/mes.htmProf. Alaor Chaves

http://www.observatorio.ufmg.br/mes.htm


Supernova TypeI-a: Supernova TypeI-a: vela padrãovela padrão Na sua expansão o Universo esta Na sua expansão o Universo esta

acelerando...acelerando... Pressão negativaPressão negativa !! (dark energy) ? !! (dark energy) ? Cosmological Constant Cosmological Constant dodo Einstein Einstein Scalor field, Quintensence ..Scalor field, Quintensence ..

Surpresa Surpresa RecentRecentee


Dados obtidos pelo Supernova Cosmology Project. A grandes distâncias a lei de Hubble é não linear, o que era esperado. Mas em vez de desaceleração, temos aceleração da expansão!


A cor e o brilho das estrelas


RadiaRadiação de Corpo Negroção de Corpo Negro

3 ( ) ( )d p E p f p

( )E p pc

3 /

2 1( )

(2 ) 1E kTf p

e

PlanckPlanck

2

3 /

8

(2 ) 1E kT

d p cp

dp e


/p k c

32 3( )

( )kT I x

c

xkT

0 4 8 12 16 20X

0

0.4

0.8

1.2

1.6

I(x)

3.13Pico kT

3

3 /

8 ( / )

(2 ) 1kT

d c

d e

ClassificaClassificação deção de eeststrelarelass


Diagrama de Diagrama de Hertzsprung-RusselHertzsprung-Russel

Ejnar Hertzsprung (8.X.1873 - 21.X.1967).

Henry Norris Russell (25.X.1877 - 19.II.1957).


NASCIMENTO DE ESTRELAS

Colar de Estrelas em Formação Contornando o Núcleo de uma Galáxia - Foto do Telescópio Hubble


Da Matéria InterstelarDa Matéria Interstelar aa EstrelaEstrela

Frio, escuro e densa nuven interstelar

Grande —10-100 parsecs da extensão (1014 – 1015 km)

Basicamente gas atomico e molecular

Instabildade gravitational no gas – causada por um gatilho externo, o nuvem colapsa.


dE PdV TdS dN

, , ,

, ,S N V N V S

E E EP T

V S N

TermodinTermodinâmicaâmica

.PV Const


Gas IdealGas Ideal1

P kTm

1

1E PV

índice adiabaticaíndice adiabatica


PressPressão ão GravitaGravitaccional ional parapara a mass a massaa M M, raio R, raio R

,GravGrav

dEP

dV

Esfera Esfera HomogeneHomogeneaa comcom mass massaa M: M:

1/32 2

1/3

3 3 4,

5 5 3Grav

M ME G G

R V

.. 3/43/2 MConstPGrav .. 3/43/2 MConstPGrav

M


M

PP

PPgravgrav ( ( =const) =const)

PPgasgas ( (

=const)=const)

MMJeansJeans


A massa limite de A massa limite de JeansJeans


Energia gravitacional transformada Energia gravitacional transformada em calor no colapso adiabático, em calor no colapso adiabático,

aumentando a temperatura do gásaumentando a temperatura do gás

Teorema virial Teorema virial

∆∆EEgrav grav / 2 = ∆ E/ 2 = ∆ Eint-gasint-gas


Formação de Estrelas no meio interstelarFormação de Estrelas no meio interstelar

~10 000 pc~10 000 pc

Meio InterstelarMeio Interstelar

Caroço densoCaroço denso

galaxiagalaxia

~10 pc~10 pc

~1~1//10 pc10 pc

Objetos Objetos Estrelares Estrelares jovens e fluxojovens e fluxo

estrelasestrelas


CaminhoCaminho para a sequencia para a sequencia principalprincipal


CaminhosCaminhos para a sequencia para a sequencia principalprincipal

A diversidade de nuclídios A diversidade de nuclídios Qual a origem ??? Qual a origem ???


Evolução Stelare

Nucleossíntese

Processos explosivos e aformação de elementos

pesados


AA BB

Cinza do A+BCinza do A+B


EEBB

EE( Cinza A+B)( Cinza A+B)

EEAA

Energia disponívelEnergia disponívelE=EE=EA A + E+ EBB –E –ECinzaCinza


Relação de EinsteinRelação de Einstein

E=McE=Mc22

E=(Massa Inicial – Massa Final)cE=(Massa Inicial – Massa Final)c22


Se Q>0, Reações exotermicasSe Q>0, Reações exotermicas

p p d e 2 2 22 1.442p d e

M c M c M c MeV

Valor QValor QA + B A + B C + DC + D

2A B C DQ M M M M c


Teoria de reações seus mecanismos e modelos o papel dos modelos nucleares


Seção de choque

02

3

2

1

exp18

dEkT

EEE

kT

Taxa de reação

Julho 2012 Escola do- CBPF

A cadeia pp I


³He + 4He → 7Be + γ

7Be + e− → 7Li + νe

7Li + ¹H → 4He + 4He

A cadeia pp II

³He + 4He → 7Be + γ

7Be + ¹H → 8B + γ

8B → 8Be + e+ + νe

8Be ↔ 4He + 4He

A cadeia pp III


12C + ¹H → 13N + γ +1,95 MeV13N → 13C + e+ + νe +1,37 MeV13C + ¹H → 14N + γ +7,54 MeV14N + ¹H → 15O + γ +7,35 MeV15O → 15N + e+ + νe +1,86 MeV15N + ¹H → 12C + 4He +4,96 MeV

As reações principais do ciclo

CNO

http://pt.wikipedia.org/wiki/Raio_gama

http://pt.wikipedia.org/wiki/MeV

http://pt.wikipedia.org/wiki/P%C3%B3sitron

http://pt.wikipedia.org/wiki/Neutrino

http://pt.wikipedia.org/wiki/Neutrino


O problema dos neutrinos solares


Rev. Bras. Ensino Fís. v.27 n.4 São Paulo out./dez. 2005

QUEIMA DO HÉLIOQUEIMA DO HÉLIO

AstroPhysics L2 2003 14


Processo-e e Processo-e e formação do formação do

grupo do Ferrogrupo do Ferro


Estrelas massivas no final de seu Estrelas massivas no final de seu ciclo evolutivociclo evolutivo

Colapso do Núcleo de FerroColapso do Núcleo de Ferro

F e

1.4 Mo1.4 Mo Diâmetro:1000 km Diâmetro:1000 km Temperatura: 6 x 10Temperatura: 6 x 1099 K K Densidade: 6 x 10Densidade: 6 x 1099 g/cm g/cm33

Colapso Do Núcleo De FerroColapso Do Núcleo De Ferro

Grande produção de raios-gama (gama Burst) Grande produção de raios-gama (gama Burst) e de neutrinose de neutrinos

Fe56

= 13 He4 + 4n

p + e = n +

Processo UrcaProcesso Urca

Os neutrinos formados “transportam” a energia Os neutrinos formados “transportam” a energia rapidamente para fora das camadas da estrela. rapidamente para fora das camadas da estrela. (Gamov e Schönberg )(Gamov e Schönberg )

(Z,A) + e => (Z-1,A) + (Z,A) + e => (Z-1,A) + ee

(Z-1,A) => (Z,A) + e + (Z-1,A) => (Z,A) + e + ee

Gamov comparou essa perda rápida ao dinheiro Gamov comparou essa perda rápida ao dinheiro perdido rapidamente no cassino da Urca no Rio perdido rapidamente no cassino da Urca no Rio de Janeiro.de Janeiro.

O pulsar remanescenteO pulsar remanescente


Before After

SN1987-a


Supernova 1998S inSupernova 1998S inNGC 3877NGC 3877


Nebulosa de Caranguejo e Nebulosa de Caranguejo e seu Pulsarseu Pulsar


Rampp & Janka, Rampp & Janka, ApJ 539 (2000) L33ApJ 539 (2000) L33

Hidrodinamica em 1- DHidrodinamica em 1- D

Mezzacappa et al., PRL 86 (2001) 1935Mezzacappa et al., PRL 86 (2001) 1935

Simulação esfericamente simetrica, Newtoniana and com Simulação esfericamente simetrica, Newtoniana and com tratamento da Relatividade Geral, com os mais avançadas tratamento da Relatividade Geral, com os mais avançadas abordagens transporte de neutrinos, a explosão falhou !!!abordagens transporte de neutrinos, a explosão falhou !!!


Principais ingredientes para calculos de Principais ingredientes para calculos de

Supernova Type IISupernova Type II • Equação de estado

• Calculo Hidrodinâmico incluindo o “bounce” do caroço e efeitos da onda de choque

• Problemas: A onda de choque amortece devido a perda de energia por fotodissociação de nucleos

• Transport de neutrinos


1600 kmProto Neutron Star

Shock Wave at 1400 km

2-D Simulation : Convection2-D Simulation : Convection


Uma hidrodinâmica esquemática Uma hidrodinâmica esquemática


Campo vel. Camada 1Campo vel. Camada 1

Campo vel. Camada 2Campo vel. Camada 2

Conteúdo cinético e campo de velocidade nasConteúdo cinético e campo de velocidade nasCAMADAS HOMOGENIAS CAMADAS HOMOGENIAS


Energia cinética totalEnergia cinética total


Energia GravitacionalEnergia Gravitacional

Energia Interna do meio estelarEnergia Interna do meio estelar


A EQUAÇÃO DE MOVIMENTOA EQUAÇÃO DE MOVIMENTO


Força dep. VelocidadesForça dep. Velocidades Força gravitacionalForça gravitacional Força de PressãoForça de Pressão


Resolvendo .... EXPLODE !!!Resolvendo .... EXPLODE !!!

Dependendo da massa, e também da Dependendo da massa, e também da Eq.Equação de Estado... Pode NÃO EXPLODIR Eq.Equação de Estado... Pode NÃO EXPLODIR


AstroPhysics L2 2003 3

Nucleossíntese

explosiva

A questão da nucleossíntese explosiva em Supernova

Processos De Captura De NêutronsProcessos De Captura De Nêutrons

Processo S: Responsável pela formação Processo S: Responsável pela formação de núcleos estáveis com massa até 210.de núcleos estáveis com massa até 210.

Processo R: Responsável pelo aumento Processo R: Responsável pelo aumento de mais isótopos ricos de nêutrons. de mais isótopos ricos de nêutrons.


Papel das Supernovas para Formação de Papel das Supernovas para Formação de Elementos Pesado – O Processo-rElementos Pesado – O Processo-r


Percursos do Processo-r

Os núcleos com números mágicos ( N=50, 82, 126) são particularmente abundante

(Z,N) + n (Z, N+1)(Z,N+1) + n (Z, N+2)

.

.

.


Porém este processo não vai continuar indefinidamente. Quando um núcleo ficar muito rico em nêutrons começa a reemiti-los, através da foto-emissão de nêutrons:

(Z,N) + (Z, N-1) + n

(Z, N-1) + n ( Z,N) + (Z, N) + n (Z,N+1) + (Z, N+1) + n (Z,N+2) +

Pode se estabelecer uma cadeia de isótopos em equilíbrio entre os dois processos de captura e foto-emissão


Equações de síntese no processo-r

Em equílibrio γn nγ

O “freeze out” do processo-r


Abundancias geradas no Freeze out e processos que acompanham o decaimento-beta

-Fissão-Emissão de neutrons retardados


Dinâmica do processo-r com ventos de neutrinos

Absorção ν + (Z,A)-Dificuldades no tratamento individual : mais de 2000 núcleos envolvidos – inviável o calculo de estrutura via teorias microscópicas - RPA


Testando o calculo para o decaimento-β


Testando o calculo com GT para a captura eletrônica


Previsões para absorção de neutrinos


E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars, Rev. Mod. Phys. 29 (1957) 547

D. D. Clayton, “Stellar evolution and Nucleosynthesis", McGraw-Hill, 1968; Universidad de Chicago, 1983.


Comparando tamanhosComparando tamanhos

Terra Anã Branca Estrela de neutron


Anãs Explosivas: Reações Pycnonucleares


S. Chandrasekhar (1910-95)

Limite de Limite de Chandrasekhar Chandrasekhar

Maxima mass de anãs Maxima mass de anãs

1.4 massa solar 1.4 massa solar

Acima disso, mesmo a pressão de Acima disso, mesmo a pressão de eletrons degenerados não eletrons degenerados não consegue balancear a ação consegue balancear a ação gravitacionalgravitacional


Gravitational Pressure for a star of mass MGravitational Pressure for a star of mass M

,GravGrav

dEP

dV

Homogeneous sphere of mass M:Homogeneous sphere of mass M:

1/32 2

1/3

3 3 4,

5 5 3Grav

M ME G G

R V

.. 3/43/2 MConstPGrav .. 3/43/2 MConstPGrav

M


Log()

Log(

P)

4/3GravP

Log()

Log(

P)

Pressão

Gas de eletrons não relativistico degenerado

Gas de eletrons relativistico degenerado

Força Nuclear

PPgravgrav(M(M<<))

Equilibrium (anã branca)

PPgravgrav(M(M>>))

Estrela de Neutron

.PV Const

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Log()

Log(

P)

Gravitacional Implosion Supernovas

M

Quark stars ?

Nuclear Equation of State


F. Weber

Varios modelos de Interior da “Neutron Stars” ：

Strange Stars?

Strange/Quark starsStrange/Quark starsStrange/Quark starsStrange/Quark stars


Programa mundial de colisões Programa mundial de colisões UltrarelativisticasUltrarelativisticas

4-101.5-4.0< 1QGP (fm/c)

15-403.52.5 (GeV/fm3)

7000-1400020017s1/2(GeV)

LHCRHICSPSColisões Centrais


A Transição de fase A Transição de fase hadron-quarkhadron-quark

The canonical diagram to hadronic and quark matter statesThe canonical diagram to hadronic and quark matter states


Cálculos de QCD na rede indicam a ocorrência da transição


Indícios de possível formação matéria quark estranha em aceleradores

Diferentes regimes da matéria em Diferentes regimes da matéria em Estrelas Neutron Estrelas Neutron

Fase HadrônicaFase Hadrônica Bários + mesons + elétrons + múonsBários + mesons + elétrons + múons

Fase subnuclearFase subnuclear

Gás de Núcleos + gás de elétronsGás de Núcleos + gás de elétrons

Cristal Nuclear + gás de elétronsCristal Nuclear + gás de elétrons

Cristal nuclear + gás de nêutrons + gás de elétronsCristal nuclear + gás de nêutrons + gás de elétrons

Fase Quark-Gluon-Plasma (QGP)Fase Quark-Gluon-Plasma (QGP)

Fase subnuclear cristalina +Fase subnuclear cristalina +eletrons eletrons

..

..

..

.. ..

..

..

..

..

..

..

..

..

1011 g/cm3 ≥ ρ ≥ 107-8 g/cm33

Equação de Baym, Pethick and Sutherland(BBS) Astrophys. J. (1971)Astrophys. J. (1971)

Fase subnuclear cristalina com neutrons livres Fase subnuclear cristalina com neutrons livres

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.. ..

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..

..

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....

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..

....

1011 g/cm3 ≥ ρ ≥ 108 g/cm3

Equação de Baym, Bethe and Pethick (BBP)


Quantum Hadrodinamica – Walecka (1974)+ leptons presentes no meio (eletrons, muons)+ setor mesonico (σ ; ω ; ρ ; π ; κ ...)

Fase Hadronica ρ > ρ0

•Incluir todo o octeto bariônico with spin 1/2 Incluir todo o octeto bariônico with spin 1/2

Fase HadronicaFase Hadronica


•Incluir o setor leptônico compatível com os Incluir o setor leptônico compatível com os processos de interação fraca envolvendo bariosprocessos de interação fraca envolvendo barios

•Incluir neutralidade de carga elétrica e Incluir neutralidade de carga elétrica e e equílibrio beta como vínculos para os e equílibrio beta como vínculos para os potenciais químicos barionicos e leptonicospotenciais químicos barionicos e leptonicos

Neutralidade de carga eletrica

Eq. de movimento dos Campos – Walecka Eq. de movimento dos Campos – Walecka

Aproximação de campo médio relativístico

-Equação Dirac p/Barions acoplada as equações p/mesons

-Equações de Dirac p/leptons livres


Densidade escalar barionica e a massa efetiva dos barions

Densidade leptonica


Equação de estado da fase hadronica na aproximaçã de campo medio mesonico

Núcleos + eNúcleos + e

Núcleos + n + eNúcleos + n + e

Hadrons/leptonsHadrons/leptons

QGPQGPUma equação de estado abrangente


Imagem da trasição Hadron-plamas


Quarks na composição de hadrons no modelo padrão


Fase Fase dede plasma de QCD plasma de QCD

• O Modelo de Sacola do MIT (1974)

• Modelos tipo Nambu Jona-Lasinio (NJL)

• O Modelo de Massa Efetiva Dinâmica (MMEF) : modelo intermediário entre os modelos Bag MIT e NJL. Permite descrição do confinamento dos quarks e o regime de liberdade assintótica.

ρ > ~3ρ0


Modelo de Bag do MIT


ComposiçãoComposição


Diagramas Massa x Raio


Mass-Radius diagram of the model with Exo 0747-676 results

Crust details

Quark-star structure and crust depth


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• Gamma Ray Bursters

• Ultra High Energy Cosmic Ray Problem

• Gravitational Wave Detection

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