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Evolução Estelar II
Evolução pós-SP
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Evolução das estrelas pós-SPQueima de H no núcleo SPQueima de H na camada externa ramo das gigantes vermelhasFlash do He no núcleo (ou não....)Queima de He no núcleo ramo horizontal e “Blue Loop”Ramo assintótico das gigantes (RAG): RAG jovens e RAG pulsantes.Queima de C, O, Mg, Na, Si, S em estrelas
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Depois da exaustão do H...
Definição dos estágios avançados: função da massa e, em menor grau, da composição química.Podemos usar uma nova classificação para os estados na SPIZ, melhor caracterizando sua evolução:
alta, intermediária, baixa e baixa “não-evoluída” SPIZ.
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Depois da exaustão do H...
Casos evolutivos passíveis de estudo (via comparação com observações) excluem estrelas da baixa SPIZ “não-evoluída”, devido ao fato de, dentro do tempo de Hubble, elas ainda não terem saído da SP.Podemos definir os tipos restantes em função de como seus núcleos se comportam.
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Depois da exaustão do H...Um item importante a ser lembrado, nos estágios avançados, é que tipo de equação de estado rege o núcleo, onde as reações nucleares estão acontecendo. Tipicamente podemos distinguir os estágios de grande, intermediária e pequena massa em função de se, e quando, há o aparecimento de um núcleo de elétrons degenerados.
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Depois da exaustão do H...Mesmo que a massa inicial seja diferente, todas as estrelas num intervalo entre 0,8 < M/ Msol < 2,3 formam um núcleo de He degenerado. Assim, sua evolução pós-SP deve ser muito semelhante. Para 9 < M/Msol < ~ 100, o destino provável é uma supernova.
Não é possível definir precisamente os intervalos de massa nessa fase evolutiva porque, durante os estágios avançados, pequenas mudanças na composição química, na física ou nos métodos de cálculos utilizados podem alterar drasticamente o resultados de modelos com massas próximas a estes limites.
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Depois da exaustão do H...Uma classificação possível é:
M > 9 MSol : o núcleo jamais passará por estágio degenerado.M < 9 MSol : após a queima de He, temos um núcleo de C-O degenerado.M < 2,3 MSol : após a queima de H, temos um núcleo de He degenerado.
O que causa essa distinção?
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Evolução
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Evolução
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O Ramo da Gigantes VermelhasTodas as estrelas que saem da SP passarão pela fase de gigantes vermelhas, independente de suas massa.Luminosidade mantida pela queima de H na camada externa ao núcleo.Contração do núcleo isotérmico, já que não há mais reações nucleares.Estrelas de baixa massa saem verticalmente, e estrelas massivas saem horizontalmente (trajetória também é função da massa).
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Saída da SPFases 1-2: SP.Fases 2-3: depleção do H e contração.Fases 3-6: caminho para o ramo das gigantes vermelhas.
As fases 6 a 10 definem épocas de variabilidade para estrelas de massa maior (veremos isso
Núcleo de He comum às 3 ,
degenerado
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Evolução pós-SPEstrelas de baixa massa
Núcleo degenerado (violação do limite de Schenberg-Chandrasekhar).Envelope de H descrito por uma eq. de estado de gás perfeito.Contração do núcleo o aquece, gerando energia para aquecer o envelope.Envelope expande-se, (R cresce, T decresce) e a estrela move-se para a direita do
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Evolução pós-SP
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Homologia na camada externa ao núcleo
Nessa fase, a luminosidade depende somente das propriedades do núcleo (independe da massa do envelope).Descrição analítica feita usando relações de homologia.
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Luminosidade do núcleo x razão de massas
Transição de gás perfeito para gás degenerado!!!!
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Evolução até o flash do HeMudança de queima nuclear do centro para a camada externa.Núcleo inerte de He, queima de H na casca externa ao núcleo.Subida no ramo das gigantes (paralelo a linha de Hayashi), com correspondente aumento de luminosidade, devido ao aumento da quantidade de He. Convecção no envelope uniformiza a distribuição química - primeira dragagem.
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Evolução até o flash do He
Pequena discontinuidade no peso molecular causa uma interrupção no aumento contínuo de luminosidade (núcleo de He, envelope de H).Ignição causada pela deposição de matéria sobre o núcleo degenerado de He inerte. Um gradiente de temperatura é gerado na direção do centro; dMc/dt ∝ L e L ∝ Mη.
O processo é auto-alimentado, torna-se instável quando T ~ 108 K (Mc ~ 0,45 MSol).
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Queima de H na casca
Aumento do núcleo de He
Massa limite (MSC=0,45 MSol)
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O flash do He
Causado pelo aumento de temperatura no núcleo degenerado.Pela primeira lei da termodinâmica, W = - p.dV = 0, já que não há expansão do núcleo degenerado.Potência gerada durante a queima descontrolada (thermal runaway) é convertida em energia interna.
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O flash do HeDurante o flash, a energia total produz um aumento de luminosidade até um máximo de 1011 Lsol (Luminosidade de uma galáxia!!!!!!!) durante alguns segundos... Consequência: remoção da degenerescência, expansão do núcleo e resfriamento interno.Início do processo 3-α (queima controlada).A estrela “desce” do ramo das gigantes vermelhas, indo para o ramo horizontal.
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Instante do flash do He
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Evolução após o flash do He
Fase comportada, com a geração alimentada pelo ciclo 3-α, consumindo o He agora não mais degenerado.Fase não coberta adequadamente pelos modelos de evolução estelar.Massa do núcleo após o flash (independente da massa total): 0,45 MSol.
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Da fase GV para o Ramo Horizontal
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Da fase GV para o Ramo Horizontal
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Da fase GV para o Ramo Horizontal
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Da fase GV para o Ramo Horizontal
Após o flash do He, a estrela realiza fusão do He no núcleo e fusão do H numa casca em volta do núcleo.
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Da fase GV para o Ramo Horizontal
Após o flash do He, a estrela realiza fusão do He no núcleo e fusão do H numa casca em volta do núcleo.O núcleo da estrela produz C e O, a temperatura superficial cresce e a estrela desloca-se para o ramo horizontal.
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Da fase GV para o Ramo Horizontal
Após o flash do He, a estrela realiza fusão do He no núcleo e fusão do H numa casca em volta do núcleo.O núcleo da estrela produz C e O, a temperatura superficial cresce e a estrela desloca-se para o ramo horizontal.Estrelas com M≥ 1 MSol encolhem e esquentam, com luminosidade constante, Elas “chegam” no RH movendo-se no diagrama HR mantendo o
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SP
Linha de Hayashi
XCNO=10-2, 0,6 < M/ MSol < 1,25
10-5 < XCNO < 10-2, M = 1,25 MSolApós o flash do He
Pode-se entender o ramo horizontal em termos de perda de massa durante o flash do He (linha sólida) ou em termos evolutivos (existiria então um RHIZ) em que a linha pontilhada descreve a mudança de composição química.
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O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG)
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O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG)
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O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG)
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O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG)
Após a exaustão do He no núcleo, uma camada com queima de He desenvolve-se embaixo da camada de queima de H.
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O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG)
Após a exaustão do He no núcleo, uma camada com queima de He desenvolve-se embaixo da camada de queima de H.
A maior parte da energia ainda vem da camada de queima de H.
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O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG)
Após a exaustão do He no núcleo, uma camada com queima de He desenvolve-se embaixo da camada de queima de H.
A maior parte da energia ainda vem da camada de queima de H.
Entretanto, a camada de H vai depositando o He produzido na camada inferior. Após algum tempo acumula-se He suficiente para haver um evento explosivo ali.
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O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG)
Após a exaustão do He no núcleo, uma camada com queima de He desenvolve-se embaixo da camada de queima de H.
A maior parte da energia ainda vem da camada de queima de H.
Entretanto, a camada de H vai depositando o He produzido na camada inferior. Após algum tempo acumula-se He suficiente para haver um evento explosivo ali.
O envelope da estrela desenvolve um vento que ejeta as camadas externas no espaço. Neste vento ocorre a
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O ramo assintótico das gigantesFase de queima de He no núcleo (~107 anos)
Intervalo de massas do núcleo (Mtotal)
XH=0,699, XHe=0,3
Fase de queima de He na casca (<< 107 anos)
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Descida para o ramo
horizontal, após o
flash do He.
Faixa das estrelas variáveis
W Virginis, RR Lyrae, Cefeidas
Fase dos pulsos térmicos
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Descida para o ramo
horizontal, após o
flash do He.
Faixa das estrelas variáveis
W Virginis, RR Lyrae, Cefeidas
Fase dos pulsos térmicos
Pulsos são fenômenos típicos do envelope, não causando nenhum efeito no núcleo que, neste estágio, constitui-se de C-O degenerado.
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Modelos em equilíbrio com núcleos de He
MHe = 0,66 Msol define um máximo local e, consequentemente, uma situação de instabilidade.MHe = 0,3 Msol define um mínimo local e volta à queima estável de He.A partir desse ponto, há um aumento monotônico de massa do núcleo até que q0 = 1 (M=MHe).
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MHe no núcleo
SP de He (M=MHe) SP de H (M=0,9 MH)
Pontos de inflexão ⇒ queima instável
Pontos de mínimo ⇒ queima estável
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Flash do He, comum a todas as estrelas no intervalo da figura
Limite de Schenberg-Chandrasekhar
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Evolução pós-SPEstrelas de massas intermediárias e
grandes
Após a queima de H, a estrela de massa maior que 2 Msol apresenta as seguintes características:
Núcleo de He homogêneo e isotérmico
Queima de H na casca externa ao núcleo de He
Matéria no núcleo não degenerada
Possibilidade de contração rápida devido a ausência de reações nucleares
Evolução para fora da SP!33
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Formação de um núcleo degenerado
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Após a queima de HSequência evolutiva para uma estrela de 5 Msol
após a saída da SP (A). Intervalo de
Hertzsprung CD
O “loop” entre EFG
Segundo “loop” GHK
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A queima de He centralReação dominantes, na sequência cronológica:
3α → C12
C12 + α → O16
O16 + α → Ne20
Curta duração (cerca de 107 anos).Pequena contribuição para a saída total de energia (entre 6% e 48% nos pontos E, F, G no slide 5).Contribuição principal: queima de H na casca acima do núcleo de He.
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41Diagrama HR teórico mostrando as diversas fases da evolução pós-SP
para uma estrela de 5 Msol (Icko Iben Jr. )41
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E depois da queima de He?
Queima de He termina, no caroço central, quando todo o He foi processado em C12, O16 e Ne20 (com diversas proporções, dependendo da temperatura, massa e taxas de reação usadas). A queima continua na casca de He externa ao caroço, que não foi totalmente processada. Queima da camada de He, queima da camada de H acima desta e núcleo de C-O se contraiCasca de H se extingue, envelope (e todas as regiões acima da casca de He) se expandem!
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E depois da queima de He? Analisando os modelos de Iben, o segundo loop (trajetória GHK no slide 33) poderá acontecer em função da massa, opacidade e taxas de queima nuclear.O envelope convectivo transporta os elementos produzidos no núcleo até sua superfície, no processo conhecido como “segunda dragagem”. O aprofundamento do envelope convectivo extende a borda contendo H na direção do centro, onde T ~ 2x108 K. Isso causa um novo
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Comparações entre modelos
Densidade e temperaturas centrais para modelos evolutivos (Icko Iben Jr.) para estrelas entre 0,8 e 15 MSol.
A linha pontilhada εF/kT=10 indica quando a pressão de degenerescência dos elétrons domina. A direita da linha o gás é degenerado e a esquerda, não degenerado. O modelo com 0,8 MSol foi calculado assumindo
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Comparações entre modelos
Evolução a partir da seqüência principal para modelos de 1, 5 e 25 massas solares.
A queima de combustível no núcleo ocorre nas regiões mais escuras das curvas. A terceira dragagem ocorre durante a fase
de pulsos térmicos, e é onde se formam as estrelas carbonadas e estrelas ricas em ZrO.
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Comparações entre modelos
Evolução da estrutura interna de uma estrela de 1,3 MSol após a seqüência principal. A região pontilhada é onde a abundância de hidrogênio muda
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Comparações entre modelos
Evolução da estrutura interna de uma estrela de 1,3 MSol após a seqüência principal. A região pontilhada é onde a abundância de hidrogênio muda
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DiscussãoGráficos representam modelos e conceitos, não reproduzindo, necessariamente, o que observamos. Um exemplo disso é o intervalo de Hertzsprung. Muitas das análises discutidas aqui se baseiam nos resultados dos modelos de Iben e deve-se ter em mente as limitações na manipulação dos ingredientes do modelo (M, κ, ε, etc.) para gerar um resultado confiávelCefeidas são um caso especial em que a teoria pode ser testada diretamente, embora durante um período curto de sua fase evolutiva.
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CréditosFiguras do livro “Stellar Structure and Evolution”. Kippenhahn e Weiggert, Springer-Verlag, 1990. Hipertexto de Astronomia. Kepler Oliveira e Maria de Fátima Saraiva.
http://astro.if.ufrgs.br
Aulas de astronomia da Swinburne University of Technology
http://astronomy.swin.edu.au/sao/het617
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Sequência evolutivaSPRamo das gigantes (antes da queima de He)Queima de He (flash)Ramo horizontal (após a queima de He)Passagem pela faixa de instabilidadeRamo assintótico das gigantesPulsos térmicos (queima de H na casca externa, fenômeno mais no envelope).
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Resumo de Ev. Estelar
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Resumo de Ev. EstelarLow Mass Stars (~Msun)
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Resumo de Ev. EstelarLow Mass Stars (~Msun)
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Resumo de Ev. EstelarLow Mass Stars (~Msun) High (>8 Msun)Mass Stars
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Resumo de Ev. EstelarLow Mass Stars (~Msun) High (>8 Msun)Mass Stars
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Evolução pós-SP
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Possibilidades para estrelas massivas
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Estágios finais para resíduos com
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