VIDA E MORTE DAS ESTRELAS Elisabete M. de Gouveia Dal Pino

Apresentação em tema: "VIDA E MORTE DAS ESTRELAS Elisabete M. de Gouveia Dal Pino"— Transcrição da apresentação:

1 VIDA E MORTE DAS ESTRELAS Elisabete M. de Gouveia Dal Pino
IAG-USP Leitura: Chaisson & McMillan Zeilik-Gregory-Smith

2 NASCE UMA ESTRELA Gravidade > Forças de Pressão: GM/r2 > dP/dr
NUVEM INTERESTELAR: densa e fria (T= 10 K, densidade ~ 109 m-3, M~milhares M¤) Gravidade > Forças de Pressão: GM/r2 > dP/dr  COLAPSO

3 Gravidade > Forças de Pressão: COLAPSO & fragmentação
NASCE UMA ESTRELA Gravidade > Forças de Pressão: COLAPSO & fragmentação

4 tfusão=10 bilhões de anos
O QUE É UMA ESTRELA? Tc=15 milhões no caroço: fusão de 4H  He + 0,0286 mH E = 0,0286 mH c2 = 4,3 x J Etotal=Ex(0,1M¤ /4mH)= 1.28 x 1044 J L¤ = 4 x 1026 J/s tfusão=10 bilhões de anos E = m c2 Ts=5800 K Onde e como os elementos foram produzidos no Universo G. R. e E. M. Burbidge, W. A. Fowler e Fred Hoyle (1957). In the 1920s Sir Arthur Eddington showed that there is an upper limit to the luminosity of a star of a given mass, set by the fact that at its surface the outward pressure of the radiation coming from inside the star will equal the inward pressure caused by the force of gravity. If the star is any brighter then it will blow material away from its surface and so reduce its mass and luminosity. This effectively limits the maximum mass of a star to 100 times the mass of the Sun. The luminosity of such a star is one million times that of the Sun and it will live out its entire life in a mere four million years. At the other end of the scale are the faintest brown dwarfs, barely massive enough to briefly sustain nuclear fusion. They are about the mass of the Sun and only fifteen times the mass of Jupiter. law of conservation of mass and energy, which states that the sum of mass and energy (properly converted to the same units, using Einstein's equation) must always remain constant in any physical process. There are no known exceptions. In the case of fusion reactions in the solar core, the energy is produced primarily in the form of electromagnetic radiation. Multiplying the vanished mass by the square of the speed of light yields 4.3 × 10­12 J. This is the energy produced in the form of radiation when 6.7 × 10­27 kg (the rounded-off mass of the four protons) of hydrogen fuses to helium. It follows that fusion of 1 kg of hydrogen generates 4.3 × 10­12/6.7 × 10­27 = 6.4 × 1014 J. To fuel the Sun's present energy output, hydrogen must be fused to helium in the core at a rate of 600 million tons per second—a lot of mass, but only a tiny fraction of the total amount available. The Sun will be able to sustain this rate of burning for about another 5 billion years. Because the gamma-ray energy created in the proton­proton chain is transformed into visible and infrared radiation by the time it emerges from the Sun, astronomers have no direct electromagnetic evidence of the core nuclear reactions. Instead, the neutrinos created in the proton­proton chain are our best bet for learning about conditions in the solar core. They travel cleanly out of the Sun, interacting with virtually nothing, and escape into space a few seconds after being created. Of course, the fact that they can pass through the entire Sun without interacting also makes neutrinos difficult to detect on Earth! Nevertheless, they do interact a little more strongly with some elements—chlorine and gallium, for example—than with others, and this knowledge can be used in the construction of neutrino-detection devices (Figure 9.24). Over the past three decades, four experiments have been designed to detect solar neutrinos reaching Earth's surface. The four are of widely different design and are sensitive to neutrinos of very different energies. The four disagree somewhat on the details of their findings, but they seem to agree on one important point: the number of solar neutrinos reaching Earth is substantially less (by 30 to 50 percent) than the prediction of the Standard Solar Model. This discrepancy is known as the solar neutrino problem .

5 MASSA: fator determinante para o Fim
Tempo de vida da estrela depende da E que tem armazenada (mc2) e da taxa com que despende energia (L): t*  M*-2,3 Diagrama HR Sol: 10 billhões de anos Eta Carina (~100 M¤ ): 4 milhões de anos

6 MASSA: fator determinante para o Fim
Tempo de vida da estrela depende da E que tem armazenada (mc2) e da taxa com que despende energia (L): t*  M*-2,3 Diagrama HR Sol: 10 billhões de anos Eta Carina (~100 M¤ ): 4 milhões de anos

7 Evolução de Estrelas como o Sol
(M até 11 M¤ ) Sol: em ~4,5 bilhões de anos: fusão do H pára no caroço, continua na camada em volta  deixa a SP e começa a morrer Sem produção de radiação: Pc   o caroço de He começa a contrair Queima de H + rápida na camada em volta do caroço: expande as camadas mais externas  GIGANTE VERMELHA Betelgeuse: R = órbita de Júpiter, Ts=3400K, L= L¤

8 Evolução de Estrelas como o Sol
(M até 11 M¤ ) Sol: em ~4,5 bilhões de anos: fusão do H pára no caroço, continua na camada em volta  deixa a SP e começa a morrer Sem produção de radiação: Pc   o caroço de He começa a contrair Queima de H + rápida na camada em volta do caroço: expande as camadas mais externas  GIGANTE VERMELHA Sol: gigante vermelha terá R= órbtia da Terra !

9 Evolução de Estrelas como o Sol
(M até 11 M¤ ) Sol: ~100 milhões de anos depois de ter deixado SP: contração do caroço vai parar: c  108 kg m-3 e Tc  108 K FUSÃO He  C e O ~ dezenas de milhões de anos depois: novo núcleo estelar foi formado: C

10 Caroço estelar de carbono
Camada mais externa de H: não em fusão e expande ainda mais: Ts e L crescem: supergigante vermelha

11 SUPERGIGANTE VERMELHA
Núcleo da supergigante: não é quente o suficiente (T<6x108K) para continuar fusão nuclear e transformar C em elementos mais pesados.  Com < P: núcleo continua a diminuir sob efeito de FG Quando caroço ~1010 Kg m-3: os elétrons tão próximos entre si, que o gás não pode mais ser comprimido (degenerados). Contração do caroço pára: Tc estabiliza e E é produzida apenas nas camadas mais externas (queima de H e He).

12 Nebulosa Planetária e Anã Branca
As camadas mais externas irão expandir com v ~ dezenas de km/s e diâmetro de ~2 a 3 anos luz Our Sun was born, along with its attendant planets, about 4,566 million years ago. We know this date quite accurately from measuring isotope ratios of various elements. For example, uranium-238 is a radioactive isotope of uranium with a half life of about 4.6 billion years. This means that after 4.6 billion years half of the original uranium-238 will have decayed into lead-206. By measuring the proportion of uranium-238 to lead-206 ina mineral sample, and assuming there was no lead-206 in the sample when it was first formed, it is possible to work out the age of the sample.(The number 206 in lead-206, refers to the total number of neutrons and protons in the lead atom. The usual notation is 206Pb.) there are some other important elements that are made in stars like the Sun when they become red giants. The mechanism takes place while there are two fusion shells and depends on some of the hydrogen from the surface being carried by convection into the core where it is processed to release neutrons.These combine with iron nuclei to make certain heavier elements such as strontium, yttrium, zirconium, barium, lanthanum and cerium. In this process there is a lower density of neutrons than in a supernova explosion, allowing a different selection ofheavy elements to be made. Soon after this, all nuclear reactions will cease in the Sun. Its surface will expand from a diameter of a few light hours until it is two to three light years across. It will then be called a 'planetary nebula'. The name was devised because, when first seen through telescopes, some of these nebulae appeared circular and faintly green, with a superficial resemblance to the planets Uranus and Neptune. The white dwarf that was once our Sun, still attended by the outer planets, will spend the next perhaps nine thousand million years steadily cooling and fading in brightness. The oldest white dwarfs we currently see are almost as old as the universe and twice the age of the Earth. They still have temperatures of about 4,000K. ANÃ BRANCA Caroço do Sol: visível com M*/2, raio~ao da Terra, Ts~30.000K Em ~ anos: NP dispersa H,He, C,O,N  MIS Nebulosa Planetária

13 Confirmação da Teoria de EE
Diagrama H-R de um aglomerado de estrelas

14 Evolução de Estrelas mais Massivas
(M > 11 M¤ ) Vivem mais rápida e dramaticamente: estrela com 25 M¤ vive 1000 x mais rápido que o Sol Na SP: H  He (L>10.000L¤, Ts=30.000K) Todas estrelas deixam SP quando H do caroço acaba e seguem para região das gigantes vermelhas

15 Evolução de Estrelas mais Massivas
(M > 11 M¤ ) > Massa: quando cada combustível no caroço é exaurido, Fg faz crescer Tc e c rapidamente para fundir novos elementos mais pesados. Uma razao para a maior rapidez de evolucao e que quando elementos mais pesados sao formados ha mais liberacao de neutrionos que rapidamente alcancam a superficie da estrela carregando energia para for a mais rapido (ao contrario dos fotons que tem que difundir por todo o interior por milhoes de anos) 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 de Fe se desenvolve em < 1 dia. Tc~ 8 bilhões K

16 Caroço estelar de Ferro
Átomos mais pesados que 56Fe26: liberam energia somente por fissão. Com fim definitivo da produção de energia: FG comprime o caroço até Tc ~ 10 bilhões K gerar fótons energéticos: em fração de segundos quebram os núcleos Fe  Em 1 décimo de segundo: Fe  prótrons + nêutrons prótons + elétrons  n + enorme fluxo de neutrinos Elements heavier than iron only release energy when split, as was the case with the plutonium and uranium used in the first atomic bombs. Elements heavier than iron are made in stars by capturing neutrons onto atomic nuclei. This takes place in some red giants and in supernovae explosions. A new isotope is created when an atom captures a neutron. If this isotope is unstable then a neutron can convert into a proton, releasing an electron. This is called beta decay and is a form of radioactive decay also observed on Earth. By converting a neutron into a proton the atom has increased its atomic number by one and become the adjacent element in the periodic table. It may then capture another neutron, and so on, so that using iron as seed nuclei it is possible to build all the elements heavier than iron in the periodic table. The difference between element synthesis in red giants and supernovae is that in supernovae the flux of neutrons is greater and it is possible for the atom to capture a second, or third neutron, before it has a chance to beta-decay. This leads to the production of a different set of elements to those produced in red giants, where the flux of neutrons is much less.  Caroço de Fe que possuía R~ km  colapsa em caroço de nêutrons (c ~ 1015 kg m-3) de R~10 km!!

17 EXPLOSÃO DE SUPERNOVA SN1987A
Colapso do caroço deixa camadas externas: sem suporte  Colapsam e rebotam ao colidir com o caroço incompressível  Enorme explosão Liberação de grande quantidade de energia graviatacional. Durante algumas semanas: SN brilha como uma galáxia de estrelas. Somente 0,01% da Energia sob forma de luz, o restante em neutrinos (10 neutrinos foram detectados aqui na Terra de SN1987A).

18 EXPLOSÃO DE SUPERNOVA Nebulosa do Caranguejo
Os restos da explosão expandem pelo espaço 5000 km/s Depois de anos: nebulosa de gás: D=100 anos-luz. Eventualmente estes restos irão misturar-se completamente com outras nuvens e formar um dia outra estrela. Supernovas são fábricas de vários elementos pesados: Fe, Co, Ni, Ti, prata, ouro. A Terra contem material de várias SNs que ocorreram antes de nosso sistema solar.

19 Logo após explosão: caroço estelar  Estrela de Nêutrons
EN no Caranguejo Gira 30 vezes/seg: PULSAR  Decta-se pulso de luz em rádio cada vez que o feixe de elétrons aponta para nós ~ farol.

20 BURACO NEGRO Se estrela de nêutrons com M > 3 M¤: P de nêutrons não pode evitar o colapso gravitacional Com  R : gravidade atinge tais níveis, que nem mesmo a luz consegue escapar desse objeto:  buraco negro The spectrum of the light from the explosion looks very different from a Type II supernova because, by the time the star explodes, it has lost its outer atmosphere and there is no hydrogen left. For this reason it is called a Type Ib supernova, not be confused with a Type Ia, also showing no hydrogen, but having a completely different origin, as we will now see.

21 mv2/2= GMm/R  vesc = (2 GM/R)1/2
BURACO NEGRO ? Para um objeto (m) escapar de um campo gravitacional (Laplace, 1796): mv2/2= GMm/R  vesc = (2 GM/R)1/2 Einstein (1905): máxima v = c The spectrum of the light from the explosion looks very different from a Type II supernova because, by the time the star explodes, it has lost its outer atmosphere and there is no hydrogen left. For this reason it is called a Type Ib supernova, not be confused with a Type Ia, also showing no hydrogen, but having a completely different origin, as we will now see. Schwarzschild: raio de objeto se vesc = c  Rs = 2 G M/c2 = 3 M km

22 BURACO NEGRO Se R  Rs = 3 M km  nem luz escapa : BN 
Se estrela de nêutrons (R=10 km) M> 3 M¤: Rs > R Relatividade Geral (Einstein): 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 The spectrum of the light from the explosion looks very different from a Type II supernova because, by the time the star explodes, it has lost its outer atmosphere and there is no hydrogen left. For this reason it is called a Type Ib supernova, not be confused with a Type Ia, also showing no hydrogen, but having a completely different origin, as we will now see.

23 EVIDÊNCIAS DE BURACO NEGRO?
Possível BN: 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. The spectrum of the light from the explosion looks very different from a Type II supernova because, by the time the star explodes, it has lost its outer atmosphere and there is no hydrogen left. For this reason it is called a Type Ib supernova, not be confused with a Type Ia, also showing no hydrogen, but having a completely different origin, as we will now see.

24 FECHANDO O CICLO VITAL Restos de SuperNova irão misturar-se completamente com outras nuvens  outras estrelas

25 Melioli & de Gouveia Dal Pino 2005
Interação RSN-nuvem Melioli & de Gouveia Dal Pino 2005

26 Interações entre RSNs

27 Interações entre 3 RSNs Uma estrela nasce !!