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Cap. 12 – Evolução Estelar – Estágios finais Elisabete M. de Gouveia Dal Pino Leitura: Chaisson & McMillan (caps. 12 e 13) Zeilik-Gregory-Smith (cap. 16.

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1 Cap. 12 – Evolução Estelar – Estágios finais Elisabete M. de Gouveia Dal Pino Leitura: Chaisson & McMillan (caps. 12 e 13) Zeilik-Gregory-Smith (cap. 16 e 17) Apostila (Cap. 12)

2 Massa: fator determinante para o Fim Vimos que estrelas na SP: L * M * 3,3 L * / L = (M * / M ) 3,3 Tempo de vida da estrela (t * ): depende da E que tem armazenada (massa. c 2 ) e da taxa com que despende energia (L): t * M * / L * _t * _ = M * / M = (M * / M ) -2,3 t (M * / M ) 3,3

3 Evolução após a Seqüência Principal Na SP: lenta transformação do H em He : F G = F p Para estrela M = 1 M : ~ 10 bilhões de anos depois que estrela chegou na SP: quando termina quase todo H do núcleo: esse equilíbrio se altera e a estrutura da estrela muda deixa a SP e começa a morrer Sem produção de radiação: P c mas F G não diminui o core (caroço) estelar de He começa a contrair. Para a fusão do H: T c ~ 10 7 K Mas para fusão do He (2 prs. no núcleo): força de repulsão nuclear é > T c ~ 10 8 K deve ser atingida para começar a fusao do He!

4 Evolução após a Seqüência Principal Com o fim da fusão nuclear: P c aumento de T c (T> >10 7 K, mas T< 10 8 K) e do calor nas camadas + externas queima de H fica + intensa na camada em volta do core: gerando energia mais rapidamente do que era produzido na fase da SP Apesar da queima de combustível no core mais interno da estrela ter terminado, ela agora passa a brilhar mais.

5 Gigantes Vermelhas Nessa altura: core de He continua contraindo pois sua P c Camada em volta queimando 4 H He a taxa crescente: aumenta P de radiação: impele as camadas mais externas: raio aumenta Com a expansão: diminuição da T s gigante vermelha: processo 100 milhões de anos.

6 Gigantes Vermelhas Trajetória no Diagrama HR: Com T s e R : * caminha para a direita e suavemente para cima no HR (L ): ramo das sub-gigantes (8) R ~ 3 R, Grande quantidade de E: levada por convecção para superfície: rápido L, sem variação da T s : ramo das gigantes vermelhas (9)

7 Gigantes Vermelhas ~ alguns 100 milhões de anos depois de ter deixado SP: P c 10 8 kg m -3 e T c 10 8 K fusão do He densidade e T tão altos no core que: Física clássica não mais válida Mecânica quântica: enorme quantidade de elétrons livres em estado degenerado: P nkT P deg : sustenta o núcleo estelar contra o colapso gravitacional P deg f(T)

8 Flash do He Como P deg f(T) : aumento de T c (devido à queima do He) não leva a um aumento de P c (o qual deveria causar expansão na estrela e esfriamento, que por sua vez diminuiria a taxa de fusão nuclear, levando a um equilíbrio. o núcleo estelar não se estabiliza: P deg ~cte mas T c cresce continuamente aumentando drasticamente a taxa de fusão nuclear explosão chamada flash de hélio (9) P térmica = nkT restabelecida: o núcleo se expande, a densidade diminui e um novo equilíbrio é atingido.

9 Núcleo estelar de carbono fusão He C: ocorre em estado de estabilidade: estrela passa para Ramo Horizontal (10) Nessa fase: E produzida pela fusão do He é utilizada para o re-arranjo do núcleo estelar L não aumenta.

10 Núcleo estelar de carbono ~ dezenas de milhões de anos depois do flash de He: novo núcleo estelar foi formado: C Camada mais externa de H: não em fusão e expande ainda mais: T s e L crescem : supergigantes vermelhas (11)

11 Confirmação da Teoria de EE Um exemplo da confirmação dessas previsões teóricas é o Diagrama H-R de um aglomerado globular

12 Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas Núcleo da supergigante vermelha: não é quente o suficiente (T<6x10 8 K) para continuar fusão nuclear e transformar C em elementos mais pesados. Com baixa P térmica: núcleo continua a diminuir sob efeito de F G Quando densidade ~ Kg m -3 : os elétrons novamente tão próximos entre si, que o gás não pode mais ser comprimido (degenerados). Contração do core pára: Tc estabiliza e E é produzida apenas nas camadas mais externas (queima de H e He)

13 Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas Com aumento de radiação produzida pela recombinação de elétrons com núcleos: envoltório estelar: é ejetado com v ~ dezenas de km/s. A estrela dividida em duas componentes. núcleo central muito pequeno, quente e de alta densidade, com apenas algumas camadas externas onde ocorre queima de He. outra componente: material ejetado, mais frio e difuso: Nebulosa Planetária (NP) (12)

14 Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas O núcleo remanescente da estrela (no centro da nebulosa planetária): composto principalmente de C, continua visível por um tempo graças ao calor que armazenou: Estrela Anã Branca (13) muito quente e densa; R ~ raio da Terra, M ~ 0,5 M

15 Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas Nebulosa Planetária: continua expandindo, tornando-se cada vez mais difusa e fria, ao mesmo tempo que enriquece o meio interestelar com He e C que foram dragados do interior, por movimentos de convecção, durante os últimos anos de sua existência.

16 Estrelas mais massivas que o Sol Todas estrelas deixam SP quando H do núcleo estelar acaba: Todas seguem para região das gigantes vermelhas Estrelas de 1 M, 4 M e 15 M : Quanto > M: < densidade interna quando T de fusão do He é atingida contribuição da P de elétrons degenerados será menor. Isso resulta núcleo estelar mais estável durante produção do C. Sem flash do He (ex. M = 4 M ).

17 Estrelas mais massivas que o Sol M> 8 M : T interna níveis necessários para fusão do C em elementos mais pesados. O núcleo estelar se desenvolve tão rapidamente: que a estrela não chega na região das gigantes vermelhas antes que se inicie a fusão de He. Ela passa pelas várias etapas de fusão nuclear sem passar por drásticas alterações (ex. M =15 M )

18 Estrelas mais massivas que o Sol Na periferia + fria do núcleo estelar: queima do H He; nas camadas subseqüentes: He C; fusão de elementos + pesados como O, Ne. Mg, Si, até o Fe no core. A cada período entre equilíbrio e instabilidade: T c, as reações nucleares se aceleram e E gerada sustenta estrela contra colapso. A duração desses eventos: cada vez mais curta: estrela M = 20 M : a queima de H se dá ~10 7 anos, He ~10 6 anos, C ~10 3 anos, O ~1 ano, Si 1 semana, e o núcleo estelar formado de Fe se desenvolve em < 1 dia.

19 Estrelas mais massivas que o Sol Átomo de Fe: tão compacto fusão para gerar elementos mais pesados não gera energia. Com fim definitivo da produção de energia no core da estrela, mesmo estando a altas temperaturas: P c não suficiente para sustentar a enorme F G : implosão estelar. T c para 10 9 K: suficiente para gerar fótons energéticos capazes de quebrar os átomos Fe em elementos mais leves e dividir tais elementos até que restem somente pr + n processo chamado fotodesintegração. Altas Es são absorvidas na fotodesintegração o núcleo estelar esfria, diminuindo ainda mais P c colapso mais acelerado. da densidade: pr + el combinados para produzir mais n, até densidades ~ kg m -3 n passam a ser comprimidos entre si degenerescência de nêutrons

20 Explosão de Supernova P dos n degenerados: reduz colapso gravitacional do núcleo estelar, mas densidade níveis muito altos (~10 18 kg m -3 ) antes que o núcleo estelar possa voltar a expandir equilíbrio não é alcançado Tal como 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 inclusive Fe do núcleo interno para o meio interestelar: explosão de supernova (colapso do núcleo) Uma morte espetacular para as estrelas de altas massas

21 Explosão de Supernova 2 tipos de supernovas: Tipo II: o que acabamos de ver da explosão de estrelas massivas Tipo I: da explosão de estrelas de < massa Colapso de anã branca: impedido quando P de elétrons degenerados torna-se importante. Se anã branca tem M > 1,4 M (limite de Chandrasekhar): P deg não suficiente para evitar o colapso gravitacional. Com aumento repentino de T: fusão do C em toda anã branca e ela detona supernova do tipo I

22 Explosão de Supernovas

23 Estrela de Nêutrons Supernova de tipo I: nada resta da estrela original após explosão. Supernova de tipo II: a explosão deixa pequena e compacta remanescente em seu centro. Na explosão: onda de choque não se inicia exatamente no centro: deixando intacta a parte mais interna do núcleo estelar, que é composto basicamente de nêutrons estrela de nêutrons (o que sobrou da explosão da SN) tamanho ~ 20 km, M > M solar, densidade ~ kg m -3 ( ~ bilhões de vezes mais densa que uma anã branca) alta velocidade de rotação: p ~ frações de segundo (conservação de momento angular) campo magnético ~trilhões B terra (compressão das linhas de campo, durante o processo de contração)

24 Pulsares A primeira detecção de estrela de nêutron (1967): Emissão rádio pulsante com freqüência muito precisa. Pulsar: compacta estrela de nêutrons, com eixo de rotação não coincidente com o feixe de radiação: flashes de radiação são detectados a cada rotação da estrela cada vez que o feixe de radiação aponta para linha de visada: modelo do farol

25 Buracos Negros Assim como em anãs brancas com M > 1,4 M : P de elétrons degenerados não é suficiente par impedir o colapso gravitacional Em estrelas de nêutrons com M > 3 M : P de nêutrons degenerados não pode evitar o colapso gravitacional Com R : gravidade atinge tais níveis, que nem mesmo a luz consegue escapar desse objeto: buraco negro (BN)

26 Buracos Negros: Física básica Condições físicas nas vizinhanças de um buraco negro: teoria geral da relatividade (descreve circunstâncias em que as velocidades alcançam velocidade da luz em regiões de intensos campos gravitacionais): Velocidade de escape: se R diminuir gradualmete: gravidade : > v esc : Para um objeto (m) escapar: mv 2 /2= GMm/R v esc = (2 GM/R) 1/2 máximo v esc = c R s = 2 G M/c 2 = 3 M km R s = 3 M km Raio de Schwarzschild

27 Buracos Negros Se R R s = 3 M km nem luz escapa : BN: Para estrela M= 1 M : R s = 3 Km Relatividade Geral: Todo corpo massivo causa curvatura no espaço à sua volta e todos os outros objetos seguem trajetórias curvas na sua vizinhança BN: tudo que estiver à sua volta a cai dentro dele.

28 Buracos Negros: Evidências Observacionais Possíveis BNs: ex. Cygnus X-1 Medidas raios-X: presença de gases a alta v nas suas vizinhanças. variabilidade da radiação R ~ 300 Km Região é ~ formada por disco de acréscimo de matéria de estrela companheira visível.


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