Evolução Estelar – Estágios Avancados

Cap. 12

Elisabete M. de Gouveia Dal Pino

Chaisson & McMillan (caps. 12 e 13)

Zeilik-Gregory-Smith (cap. 16 e 17)

Apostila (Cap. 12)

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

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

chegou na SP: termina quase todo H do núcleo

Sem produção de radiação:

Pc mas FG não diminui o core (caroço)

estelar de He começa a contrair.

A estrutura da estrela muda deixa a SP e começa a morrer

Vimos que para haver a fusão do H: Tc ~ 107 K

Para fusão do He: força de repulsão nuclear é >

Tc ~ 108 K deve ser atingida para começar a fusao do He!

Evolução após a Seqüência Principal

Com o fim da fusão nuclear:

Pc

aumento de Tc (T>>107 K,

mas inicialmente: T< 108 K) e do

calor nas camadas + externas

107 <T< 108 K: queima de H

fica + intensa na camada em

volta do caroço: 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.

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.

Gigantes Vermelhas

Trajetória no Diagrama HR:

Com Ts e R : * caminha

para a direita e suavemente para

cima no diagrama 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)

Gigantes Vermelhas

~ alguns 100 milhões de anos depois de ter deixado SP:

Pc 108 kg m-3 e Tc 108 K :

fusão do He (em C)

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) : NÃO depende de T !

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

core se expande, a densidade diminui

e um novo equilíbrio é atingido.

Núcleo estelar de carbono

fusão He C: ocorre em

estado de estabilidade:

estrela passa para

Ramo Horizontal (10)

Nessa fase:

Energia produzida pela

fusão do He é utilizada para

o re-arranjo do núcleo

estelar

L não aumenta.

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: Ts

e L crescem :

supergigantes vermelhas (11)

Confirmação da Teoria de EE

Um exemplo da confirmação

dessas previsões teóricas é o

Diagrama H-R de um

aglomerado globular

Supergigante Vermelha

Núcleo (core) da supergigante vermelha (progenitora 1MS):

não é quente o suficiente (Tc<6x108K) para

continuar fusão nuclear e transformar C em

elementos mais pesados.

Com baixa P térmica: core continua a

diminuir sob efeito de FG

Quando densidade do core ~ 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)

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 em C.

outra componente: material

ejetado, mais frio e difuso:

Nebulosa Planetária (NP) (12)

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

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.

Outro ex. de Nebulosa Planetaria e

Ana Branca

Ana Branca

Ciclo de vida do Sol

nuvem glóbulo protoestrela Sol

Sol gigante

vermelha

anã

branca

anã

negra

colapso colapso colapso

estável

por 10

bilhões

de anos

expansão Perda

camadas

externas

esfriamento

Estrelas mais massivas que o Sol

Todas estrelas deixam SP

quando H do núcleo estelar

acaba (caroço de He):

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

).

Estrelas mais massivas que o Sol

M> 8 M

:

O núcleo estelar se

desenvolve tão rapidamente:

que a estrela inicia fusão de

He antes de chegar na regiao

das gigantes vermelhas

T interna níveis necessários

para fusão do C em elementos

mais pesados.

Ela passa pelas várias etapas

de fusão nuclear sem passar

por drásticas alterações (ex.

M =15 M )

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 !

Interior de uma

estrela massiva

muito evoluída.

As camadas se

distribuem na

forma de cascas

de cebola, as

quais contém

progressivamente

elementos mais

pesados, raios

cada vez menores

e temperaturas

mais elevadas.

Formação dos elementos mais pesados

A queima do caroço estelar é acompanhada pela queima nas camadas vizinhas:

• Estrutura tipo “casca de cebola”.

• A formação de um núcleo mais pesado a partir de um núcleo mais leve libera energia.

• Prossegue até o Fe56, a partir do qual as reações deixam de ser exotérmicas (liberam energia).

• A partir do Fe56 : somente fissão dos elementos gera energia.

Reações nucleares para estrelas massivas 8 < M/M

< 100 ; Tc ~ 109 K

C12 + He4 O16 +

O16 + He4 Ne20 +

Ne20 + He4 Mg24 +

Para T > 109 K

queima do Ne processo de fotodesintegração

Ne20 + O16 + He4

Ne20 + He4 Mg24 +

Ne20 + Ne20 O16 + Mg24 +

O16 + O16 S32 +

Estrelas mais massivas que o Sol

Átomo de Fe: tão massivo sua fusão para gerar elementos mais

pesados não gera energia (absorve energia).

Fim definitivo da produção de energia no core da estrela

(por nucleossintese), 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 (fissao)

e dividir tais elementos até que restem somente p + n

processo chamado fotodesintegração.

Altas Es são consumidas na fotodesintegração o núcleo estelar

esfria, diminuindo ainda mais Pc colapso mais acelerado.

da densidade: p + el combinados para produzir mais n, até

densidades ~ 1015 kg m-3 n passam a ser comprimidos entre si

degenerescência de nêutrons

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 mais alcançado

Tal como bola ao ser jogada em alta velocidade contra um

muro, é comprimida, pára e retorna em rebatida:

o núcleo estelar rebota 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

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 normalmente: 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

Explosão de Supernovas

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.

A explosão: deixa intacta a parte mais interna do núcleo estelar

composto basicamente de nêutrons

estrela de nêutrons (o que sobrou da explosão da SN)

• tamanho ~ 20 km,

• M > 1 M solar,

• densidade ~ 1017 - 1018 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)

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 (pulsos) de

radiação são detectados a

cada rotação da estrela cada

vez que o feixe de radiação

aponta para linha de visada:

como um farol

Buracos Negros

Assim como em anãs brancas com M > 1,4 M

: P de

elétrons degenerados não é suficiente para 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)

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 (maxima) em regiões de

intensos campos gravitacionais):

Sabemos que velocidade de escape:

se R diminuir gradualmete: gravidade : > vesc:

Qual a velocidade para um objeto (m) escapar (mecanica classica)?

mv2/2= GMm/R vesc = (2 GM/R)1/2

Se máxima vesc = c Rs = 2 G M/c2 = 3 (M/Msol) km

Rs = 3 (M/Msol) km Raio de Schwarzschild

Buracos Negros

Se R Rs = 3 (M/Msol) 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 cai

dentro dele

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.

Desenho (nao

imagem)