Trajetórias Evolutivas: ...de Proto-Estrelas até o estágio de Formação de Estrelas

• Trajetória no diagrama H-R. Note a duração desta fase de proto-estrela para diferentes massas.temperatura [K]

luminosid

ade

fronteira

A partir daqui começam as reações termonucleares de “queima” de hidrogênio:

...a estrela “nasce”.

Quando entra na SP a estrela estabeleceu o equilíbrio

termodinâmico.

Enquanto este equilíbrio existir a estrela

permanecerá nesta posição

Sequência Principal

• As estrelas (≈80%) passam a maior parte da vida na Sequência Principal, em equilíbrio hidrostático (Fg=Fp), um balanço entre as forças gravitacional (Fg) e de pressão de radiação (Fp).

• 2 propriedades caracterizam estrelas na SP: homogeneidade química e queima de H → He.• Hidrogênio é o elemento mais abundante (70%), seguido pelo He (28%) e metais pesados (2%). • Na SP, estrelas de dada massa tem seu menor tamanho, por este motivo estrelas na SP são

chamadas de anãs.

Este equilíbrio só é possível porque devido a alta temperatura no interior estelar vai ocorrer fusão nuclear do H: fonte de energia gerada nas estrelas. A fusão produz radiação que gera pressão de radiação (Fp), e é esta força que vai contrabalançar a Fg.

A estrela sai da sequência principal quando 10% de seu hidrogênio total é transformado em hélio.

Este é o limite de Schenberg-Chandrasekhar, publicado em 1942 pelo brasileiro Mário Schenberg (1916-1990) e pelo indiano Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), e corresponde ao ponto da evolução de uma estrela em que o balanço de pressão no núcleo isotérmico não pode ser mais alcançado.

E = (0,007) (0,1 x (Msol = 2x1033 kg) (3 x 108 m/s)2

E = 1,3 x 1044 joulesE = m c2

Evolução de Estrelas de Baixa Massa

Evolução de Estrelas de Alta Massa e em Sistemas Binários

Sandra dos AnjosIAG/USP

AGA 210 – 2° semestre/2015

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

Evolução de Estrelas de Alta MassaSupernova Tipo IIEstrelas de NêutronsPulsaresBuracos NegrosEvolução de Estrelas em Sistemas Binários

Agradecimentos: Prof. Gastão B. Lima Neto e Prof. Vera Jatenco

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 de He começa sem

explosão, antes do caroço ter contraído muito.

– para estrelas de 4 MᏫ, a fusão do hélio começa em (a).

4M

15 M

20 M

a

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.

4M

15 M

20 M

He C O

Estrelas de Alta Massa• M maior que ~ 8 massas solares.

• Estrutura interna diferente:– Convecção próximo do centro.

alta massamassa solar

baixa massa

Estrelas de Alta Massa• M maior que ~ 8 massas solares.

• Elementos como nitrogênio, oxigênio, neônio, magnésio,...,

até o ferro (Fe) são sintetizados.

• Mudanças são tão rápidas que as camadas externas não tem tempo de responder aos sucessivos ciclos de exautão e ignição no caroço...promovendo uma mudança constante a direita no D-HR, antes de chegar ao estágio final (SN).

4M

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).

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).

• A fusão nucleartermina no ferro(só um pouco deníquel é sintetizado).

Estrelas de Alta Massa• M maior que ~ 8 massas solares.

• Períodos de equilíbrio e instabilidade.

• Muita perda de massa por ventos estelares.

• Temperatura edensidade centralaumentam.

• Para uma estrela de20 MᏫ, queima de:– H: 107 anos;– He: 106 anos;– C: 1000 anos;– O: 1 ano;– Si: 1 semana;Caroço de Fe formado em 1 dia!

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 foto-desintegrado:

– o ferro é literalmente atomizado em prótons e nêutrons.

• A foto-desintegração consome energia. Há ainda menos energia para equilibrar a estrela, diminuindo ainda mais a pressão, o que acarreta em um colapso mais acelerado.

• Agora o núcleo consiste de elétrons, prótons, nêutrons e fótons a densidades muito altas e ainda colapsando.

• 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

• Nesse ponto os nêutrons passam a ser comprimidos entre si, causando agora a degenerescência de nêutrons.

• A pressão causada pelos nêutrons degenerados é capaz de reduzir o colapso gravitacional do núcleo estelar. A densidade pode chegar a níveis muito altos

(~1018 kg m-3) antes que o núcleo estelar possa voltar a expandir e o equilíbrio não é alcançado.• Da mesma forma que uma bola ao ser jogada em alta velocidade contra um muro, é

comprimida, pára e retorna em rebatida, o núcleo estelar se expande violentamente em reação à compressão interrompida.

• Uma enorme onda de choque através da estrela faz com que suas camadas externas se desloquem num evento explosivo, levando toda matéria para o meio interestelar.

Explosão de Supernova

Energia de Ligação

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

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.

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 magnitude aparente da Lua é -12,7).

nebulosa do carangueijo=> 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

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

• Resto da supernova que foi observada a olho nu em 1054.

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

Estágios Finais de Estrelas de Alta Massa

• De supergigante vermelha até supernova.

De Gigante Vermelha até Estrela de Nêutrons

• gigantevermelha

• colapso do caroço;Supernova tipo II

• estrela de nêutrons + resto de supernova

Estrelas de Nêutrons

• Se a massa for maior do que 1,4 MᏫ, 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 pólos magnéticos do pulsar.

• O sinal é periódico eextremamente regular.

• Descobertos em 1967 por Jocelyn Bell.

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

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

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

Olavo Bilac

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

PulsarO pulso de um pulsar dura entre alguns segundos até alguns milisegundos (giram muito

rapidamente).

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

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

Pulsar

• E alguns estão associados a restos de supernovas.

Estágios Finais de Evolução Estelar...como evoluem estrelas de alta e baixa massas

Então, temos, em síntese, a seguinte situação: → Uma estrela de baixa massa se transforma em Nebulosa Planetária durante sua

evolução. Esta estrela perde parte de sua massa devido a perda do envelope. Se a estrela restante tiver massa ~1,4 MᏫ a estrela vai evoluir para:

- Anã Branca, em equilíbrio devido a pressão dos elétrons degenerados → Uma estrela de alta massa se transforma em Supernova. Se após a explosão sobrar

uma estrela com massa entre ~1,4 MᏫ e ~ 3MᏫ a estrela evolui para: - Estrela de nêutrons, em equilíbrio com a pressão dos nêutrons degenerados.

--> Se o resto da estrela tiver mais que ~3 MᏫ: Não haverá equilíbrio, nada segura o peso do resto da estrela, e a gravidade “vence” a pressão, desestabilizando o equilíbrio. A densidade será imensa e ela evolui para: 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.

• 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 visão relativística de 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 deeventos

singularidade

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

G => constante gravitacionalc => velocidade da luz.

• Um buraco negro com a massa...

– da Terra teria 17,7 mm de diâmetro e dens. 1,2x1026 g/cm3

(120 milhões GigaToneladas/mm3)

– do Sol teria 5,9 km de diâmetro e 1,1x1015 g/cm3

– com 3 MᏫ teria 17,7 km de diâmetro e densidade 1,2x1014 g/cm3

(120 mil toneladas/mm3)

raio de Schwarzschild=2G

c2x 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, ainteração com ocampo magnéticoprovoca a ejeçãode partículas (jatos).

Nuvemmolecular

Ciclo de uma Estrela Massiva

• Estrelas massivas vêm do meio interestelar e terminam como supernova de tipo II, enriquecendo o meio com novos elementos pesados.

• Existem as SN de tipo Ia que é um fenômeno relacionado a binárias. Veremos no próximo roteiro....

Ciclo de umaestrela massiva

Supergigantevermelha

Supernovatipo II

buraconegro

estrela denêutronsmaterial reciclado

Síntese da Evolução Estelarpara estrelas de pequena e grande massa

Composição Química das Estrelas de Pequena e Grande Massa

Fim

Referência

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