Elisabete M. de Gouveia Dal Pino

Apresentação em tema: "Elisabete M. de Gouveia Dal Pino"— Transcrição da apresentação:

1 Elisabete M. de Gouveia Dal Pino
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 . c2) 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 : FG = Fp 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: Pc  mas FG não diminui  o core (caroço) estelar de He começa a contrair. Para a fusão do H: Tc ~ 107 K Mas para fusão do He (2 prs. no núcleo): força de repulsão nuclear é >  Tc ~ 108 K deve ser atingida para começar a fusao do He!

4 Evolução após a Seqüência Principal
Com o fim da fusão nuclear: Pc   aumento de Tc (T> >107 K , mas T< 108 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 Pc  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 Ts  gigante vermelha: processo 100 milhões de anos.

6 Gigantes Vermelhas Trajetória no Diagrama HR:
Com  Ts 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 Ts : ramo das gigantes vermelhas (9)

7 Gigantes Vermelhas P  nkT
~ alguns 100 milhões de anos depois de ter deixado SP: Pc  108 kg m-3 e Tc  108 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 explosão chamada flash de hélio (9)
Flash do He Como P deg  f(T) : aumento de Tc (devido à queima do He) não leva a um aumento de Pc (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: Pdeg~cte mas Tc 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 novo núcleo estelar foi formado: C
~ 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: Ts 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<6x108K) para continuar fusão nuclear e transformar C em elementos mais pesados.  Com baixa P térmica: núcleo continua a diminuir sob efeito de FG Quando densidade ~ 1010 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: Tc , 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 ~107 anos, He ~106 anos, C ~103 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: Pc não suficiente para sustentar a enorme FG: implosão estelar. Tc  para 109 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 Pc   colapso mais acelerado. da densidade: pr + el  combinados para produzir mais n, até densidades ~ 1015 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 (~1018 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  supernova do tipo I 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 (o que sobrou da explosão da SN)
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 Bterra (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 Rs = 3 M km  Raio de Schwarzschild
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 : > vesc:  Para um objeto (m) escapar: mv2/2= GMm/R  vesc = (2 GM/R)1/2 máximo vesc = c  Rs = 2 G M/c2 = 3 M km Rs = 3 M km  Raio de Schwarzschild

27 Buracos Negros Se R  Rs = 3 M km  nem luz escapa : BN: 
Para estrela M= 1 M¤: Rs = 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.