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Formação e estrutura de objetos estelares compactos
Sergio B. Duarte CBPF Julho 2012
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Conteúdo do Curso Formação de objetos compactos na evolução estelar – o papel da nucleossíntese no ciclo evolutivo. Explosões de supernovas, mecanismos de explosão, geração de fluxo de neutrinos, nucleossíntese explosiva e o papel dos neutrinos para a explosão e nucleossíntese em supernovas. A matéria densa e superdensa destes objetos e os neutrinos aprisionados nos primeiros momentos de formação. Estrutura e estabilidade de estrelas supercompactas e o papel da Relatividade Geral Novos problemas observacionais e teóricos na área e suas conexões com as questões não respondidas sobre o plasma de quark e glúons, colocadas no contexto astrofísico Julho 2012
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Bolhas de quarks no Universo Primordial
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 Primordial Julho 2012
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Visão Atual do Universe
Pequena História Superstrings, Quantum Gravituy Formação de Estrutura em grande escala Modelo Padrão Desacoplamento de fotons QCD Julho 2004
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Julho 2012
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As Partículas fundamentais (Modelo Padrão) Bosons Mediadores da Força
10-16 metros As Partículas fundamentais (Modelo Padrão) Quarks Up (carga=+2/3) Charm Carga(+2/3) Top Carga(+2/3) Bosons Mediadores da Força Photon Down (carga=-1/3) Strange (carga=-1/3) Bottom (carga=-1/3) Gluons Leptons electron (carga=-1) Muon Tau W+ , W- Neutrino eletronico neutrino Muonico Neutrino tauonico Z I (leves) II III(pesados) Higgson (?)
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Programa mundial de colisões
Ultrarelativisticas 4-10 < 1 tQGP (fm/c) 15-40 3.5 2.5 e (GeV/fm3) 200 17 s1/2(GeV) LHC RHIC SPS Colisões Centrais Julho 2012
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Julho 2004
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Primeiras estrelas estão nascendo ...
Julho 2012
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Pequenas fluctuações desenvolveu para clusters de galaxias
Julho 2012
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Expansion of the Universe
Julho 2012
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Edwin Hubble (1889-1953) Lei de Hubble Estimado pelo efeito Doppler
Hubble trabalhando com100” telescope em Mt. Wilson, CA. Julho 2012
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Julho 2012
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Prof. Alaor Chaves Julho 2012
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Surpresa Recente Supernova TypeI-a: vela padrão
Na sua expansão o Universo esta acelerando... Pressão negativa !! (dark energy) ? Cosmological Constant do Einstein Scalor field, Quintensence .. Julho 2012
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Dados obtidos pelo Supernova Cosmology Project
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! Julho 2012
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A cor e o brilho das estrelas
Julho 2004
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Radiação de Corpo Negro
Planck Julho 2012
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Julho 2012
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Julho 2012
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Classificação de estrelas
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Ejnar Hertzsprung (8.X.1873 - 21.X.1967).
Diagrama de Hertzsprung-Russel Henry Norris Russell (25.X II.1957). Ejnar Hertzsprung (8.X X.1967). Julho 2012
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NASCIMENTO DE ESTRELAS
Colar de Estrelas em Formação Contornando o Núcleo de uma Galáxia - Foto do Telescópio Hubble Julho 2012
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Da Matéria Interstelar a Estrela
Frio, escuro e densa nuven interstelar Grande — parsecs da extensão (1014 – 1015 km) Basicamente gas atomico e molecular Instabildade gravitational no gas – causada por um gatilho externo, o nuvem colapsa. Julho 2012
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Julho 2012
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Termodinâmica Julho 2012
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Gas Ideal g índice adiabatica Julho 2012
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M Pressão Gravitacional para a massa M, raio R
Esfera Homogenea com massa M: Julho 2012
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P Pgas (r, T =const) Pgrav (r =const) M MJeans Julho 2012
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Julho 2012
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A massa limite de Jeans Julho 2012
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Energia gravitacional transformada em calor no colapso adiabático,
aumentando a temperatura do gás Teorema virial ∆Egrav / 2 = ∆ Eint-gas Julho 2012
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Formação de Estrelas no meio interstelar
galaxia Meio Interstelar Caroço denso ~1/10 pc ~10 pc ~ pc Objetos Estrelares jovens e fluxo estrelas Julho 2012
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Caminho para a sequencia principal
Julho 2012
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Caminhos para a sequencia principal
Julho 2012
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A diversidade de nuclídios Qual a origem ???
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Processos explosivos e a formação de elementos pesados
Evolução Stelar e Nucleossíntese Processos explosivos e a formação de elementos pesados Julho 2012
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B A Cinza do A+B Julho 2012
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Energia disponível DE=EA + EB –ECinza EB EA E( Cinza A+B) Julho 2012
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DE=(Massa Inicial – Massa Final)c2
Relação de Einstein E=Mc2 DE=(Massa Inicial – Massa Final)c2 Julho 2012
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Se Q>0, Reações exotermicas
Valor Q A + B C + D Se Q>0, Reações exotermicas Julho 2012
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Teoria de reações seus mecanismos e modelos o papel dos modelos nucleares
Julho 2012
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Seção de choque Taxa de reação Julho 2012
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A cadeia pp I Julho 2012
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A cadeia pp II A cadeia pp III ³He + 4He → 7Be + γ 7Be + e− 7Li + νe
³He + 4He → 7Be + γ 7Be + e− 7Li + νe 7Li + ¹H 4He + 4He A cadeia pp III ³He + 4He → 7Be + γ 7Be + ¹H 8B + γ 8B 8Be + e+ + νe 8Be ↔ 4He + 4He Julho 2012
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As reações principais do ciclo CNO
12C + ¹H → 13N + γ +1,95 MeV 13N 13C + e+ + νe +1,37 MeV 13C + ¹H 14N + γ +7,54 MeV 14N + ¹H 15O + γ +7,35 MeV 15O 15N + e+ + νe +1,86 MeV 15N + ¹H 12C + 4He +4,96 MeV Julho 2012
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O problema dos neutrinos solares
Julho 2012
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Rev. Bras. Ensino Fís. v.27 n.4 São Paulo out./dez. 2005
Julho 2012
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Julho 2012
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Julho 2012
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Julho 2012
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QUEIMA DO HÉLIO
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Processo-e e formação do grupo do Ferro
Julho 2012
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Estrelas massivas no final de seu ciclo evolutivo
Julho 2012
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Colapso do Núcleo de Ferro
1.4 Mo Diâmetro:1000 km Temperatura: 6 x 109 K Densidade: 6 x 109 g/cm3 Quando a massa de ferro excede o máximo de pressão que a degenerescência do elétron suporta o núcleo começa a sofrer o colapso gravitacional. Isso vai para um colapso catastrófico em uma escala de tempo de fração de segundos por causa da perda de pressão associada com a dissociação do núcleo de ferro por raios-gama e produção de neutrinos que escapam da estrela nas fases iniciais do colapso. Ondas de pressão de propagam para fora gerando uma onda de choque a uma distância de 50km do centro. Essa onda de choque é responsável pela expulsão das camadas externas das estrelas, produzindo a luz e o fenômeno de expansão associado a observação de supernovas.
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Colapso Do Núcleo De Ferro
Grande produção de raios-gama (gama Burst) e de neutrinos Fe56 = 13 He4 + 4n p + e = n + n
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Processo Urca Os neutrinos formados “transportam” a energia rapidamente para fora das camadas da estrela. (Gamov e Schönberg ) (Z,A) + e => (Z-1,A) + ne (Z-1,A) => (Z,A) + e + ne Gamov comparou essa perda rápida ao dinheiro perdido rapidamente no cassino da Urca no Rio de Janeiro.
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Julho 2012
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O pulsar remanescente
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Before After SN1987-a Julho 2012
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Supernova 1998S in NGC 3877 Julho 2012
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Nebulosa de Caranguejo e seu Pulsar
Julho 2012
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Hidrodinamica em 1- D Mezzacappa et al., PRL 86 (2001) 1935 Rampp & Janka, ApJ 539 (2000) L33 Simulação esfericamente simetrica, Newtoniana and com tratamento da Relatividade Geral, com os mais avançadas abordagens transporte de neutrinos, a explosão falhou !!! Julho 2012
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Transport de neutrinos
Principais ingredientes para calculos de Supernova 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 Julho 2012
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2-D Simulation : Convection
Shock Wave at 1400 km Proto Neutron Star 1600 km Julho 2012
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Uma hidrodinâmica esquemática
Julho 2012
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Conteúdo cinético e campo de velocidade nas
CAMADAS HOMOGENIAS Campo vel. Camada 1 Campo vel. Camada 2 Julho 2012
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Energia cinética total
Julho 2012
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Energia Gravitacional Energia Interna do meio estelar
Julho 2012
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A EQUAÇÃO DE MOVIMENTO Julho 2012
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Força dep. Velocidades Força gravitacional Força de Pressão Julho 2012
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Resolvendo .... EXPLODE !!! Dependendo da massa, e também da
Eq.Equação de Estado... Pode NÃO EXPLODIR Julho 2012
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Julho 2012
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Julho 2012
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Julho 2012
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Julho 2012
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A questão da nucleossíntese explosiva em Supernova
Julho 2012
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Processos De Captura De Nêutrons
Processo S: Responsável pela formação de núcleos estáveis com massa até 210. Processo R: Responsável pelo aumento de mais isótopos ricos de nêutrons.
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Papel das Supernovas para Formação de Elementos Pesado – O Processo-r
Julho 2012
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Percursos do Processo-r
Julho 2012
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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) + g (Z, N-1) + n Pode se estabelecer uma cadeia de isótopos em equilíbrio entre os dois processos de captura e foto-emissão (Z, N-1) + n ( Z,N) + g (Z, N) + n (Z,N+1) + g (Z, N+1) + n (Z,N+2) + g Julho 2012
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Equações de síntese no processo-r
Em equílibrio γn nγ O “freeze out” do processo-r Julho 2012
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Abundancias geradas no Freeze out e processos que acompanham o decaimento-beta
-Fissão -Emissão de neutrons retardados Julho 2012
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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 Julho 2012
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Testando o calculo para o decaimento-β
Julho 2012
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Testando o calculo com GT para a captura eletrônica
Julho 2012
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Previsões para absorção de neutrinos
Julho 2012
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E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F
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. Julho 2012
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Comparando tamanhos Estrela de neutron Terra Anã Branca Julho 2012
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Anãs Explosivas: Reações Pycnonucleares
Julho 2012
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Julho 2012
106
Julho 2012
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Julho 2012
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Limite de Chandrasekhar
Maxima mass de anãs 1.4 massa solar Acima disso, mesmo a pressão de eletrons degenerados não consegue balancear a ação gravitacional S. Chandrasekhar ( ) Julho 2012
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M Gravitational Pressure for a star of mass M
Homogeneous sphere of mass M: Julho 2012
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Julho 2012
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Pressão Estrela de Neutron Força Nuclear Pgrav(M>)
Gas de eletrons relativistico degenerado Equilibrium (anã branca) Gas de eletrons não relativistico degenerado Pgrav(M<)
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Nuclear Equation of State
Gravitacional Implosion Supernovas Quark stars ? Nuclear Equation of State D r D M Julho 2012
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Strange/Quark stars Varios modelos de Interior da “Neutron Stars”：
Strange Stars? F. Weber Julho 2012
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Programa mundial de colisões
Ultrarelativisticas 4-10 < 1 tQGP (fm/c) 15-40 3.5 2.5 e (GeV/fm3) 200 17 s1/2(GeV) LHC RHIC SPS Colisões Centrais Julho 2012
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A Transição de fase hadron-quark
The canonical diagram to hadronic and quark matter states Julho 2012
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indicam a ocorrência da transição
Cálculos de QCD na rede indicam a ocorrência da transição Julho 2012
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Indícios de possível formação matéria quark estranha em aceleradores
Julho 2012
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Julho 2012
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Fase Hadrônica Fase subnuclear Diferentes regimes da matéria em
Estrelas Neutron Fase subnuclear Cristal Nuclear + gás de elétrons Gás de Núcleos + gás de elétrons Cristal nuclear + gás de nêutrons + gás de elétrons Fase Hadrônica Bários + mesons + elétrons + múons Fase Quark-Gluon-Plasma (QGP)
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1011 g/cm3 ≥ ρ ≥ 107-8 g/cm3 Fase subnuclear cristalina + eletrons
. . . . . . . . . . . . 1011 g/cm3 ≥ ρ ≥ g/cm3 . 3 Fase subnuclear cristalina + eletrons Equação de Baym, Pethick and Sutherland(BBS) Astrophys. J. (1971)
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1011 g/cm3 ≥ ρ ≥ 108 g/cm3 Equação de Baym, Bethe and Pethick (BBP)
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Fase subnuclear cristalina com neutrons livres Equação de Baym, Bethe and Pethick (BBP)
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Fase Hadronica ρ > ρ0 Quantum Hadrodinamica – Walecka (1974)
+ leptons presentes no meio (eletrons, muons) + setor mesonico (σ ; ω ; ρ ; π ; κ ...) Julho 2012
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Fase Hadronica Incluir todo o octeto bariônico with spin 1/2
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Incluir o setor leptônico compatível com os
processos de interação fraca envolvendo barios Incluir neutralidade de carga elétrica e e equílibrio beta como vínculos para os potenciais químicos barionicos e leptonicos Neutralidade de carga eletrica Julho 2012
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Eq. de movimento dos Campos – Walecka
-Equação Dirac p/Barions acoplada as equações p/mesons -Equações de Dirac p/leptons livres Aproximação de campo médio relativístico
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Densidade escalar barionica e a massa efetiva dos barions
Densidade leptonica Julho 2012
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Equação de estado da fase hadronica
na aproximaçã de campo medio mesonico Julho 2012
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Uma equação de estado abrangente QGP Hadrons/leptons Núcleos + e
Núcleos + n + e
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Imagem da trasição Hadron-plamas
Julho 2012
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Quarks na composição de hadrons
no modelo padrão Julho 2012
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ρ > ~3ρ0 Fase de 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. Julho 2012
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Modelo de Bag do MIT Julho 2012
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Composição Julho 2012
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Julho 2012
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Diagramas Massa x Raio Julho 2012
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SQM
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Mass-Radius diagram of the model with
Exo results Julho 2012
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Quark-star structure and crust depth
Crust details
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Outros tópicos relacionados
Gamma Ray Bursters Ultra High Energy Cosmic Ray Problem Gravitational Wave Detection Julho 2012
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Fim Julho 2012
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