Evolução Estelar

Escola de Inverno do Observatório Nacional 2011

Marcelo Borges Fernandes

AB com núcleo de C

Aula 2

Características Básicas das Estrelas de Alta Massa

Importância das Estrelas de Alta Massa

Evolucão das Estrelas de Alta Massa

A Nucleossíntese Estelar

Estrelas de Alta Massa

Estrelas com 8 ≤ M (M) ≤ 120

Estrelas de Alta Massa

-Objetos com um tempo de vida relativamente curto: ~ 108 - 106 anos

- São quentes: Teff ≥ 15000K (estrelas O e B)

- São luminosos: L ~ 104 – 106 L

- Fração de objetos em relação ao número total = 10-

7

Características básicas:

τms = 1 x 1010 (Ms / M)-2 anos

Apesar de pouco numerosas, essas estrelas têm um papel fundamental na evolução química da Galáxia:

. A radiação das estrelas de alta massa afeta profundamente o meio interestelar que as circunda, o ionizando (Regiões HII) e aquecendo (até 10000K);

Fótons no UV não só ionizam, mas fornecem Ecin

. Durante a sua vida, essas estrelas sofrem grande perda de massa e depois explodem como SN, sendo as maiores fontes de C, N e O e de elementos pesados no meio interestelar;

Apesar de pouco numerosas, essas estrelas têm um papel fundamental na evolução química da Galáxia:

. Os ventos dessas estrelas têm grande influência na dinâmica no meio interestelar, inserindo grande quantidade de energia neste;

. Essas estrelas são em geral formadas em aglomerados e o efeito combinado dos ventos de várias estrelas pode acionar novas fases de formação estelar ou destruir a nuvem materna;

A interação dos ventos com o meio interestelar forma uma frente de choque que pode aquecer o gás em até 106 K

. Como estamos aqui, isso indica que a nuvem materna do Sol foi enriquecida por elementos produzidos em uma estrela de alta massa próxima que se tornou uma SN (C, O, N, Si, Fe, etc...)

Apesar de pouco numerosas, essas estrelas têm um papel fundamental na evolução química da Galáxia:

SOMOS PÓ DE ESTRELAS!!!

. Essas estrelas são muito brilhantes e por isso são usadas para se medir distâncias extragalácticas. As SN têm papel importante em cosmologia;

Posição no DHR

Evolução de Estrelas de Alta Massa

Estrelas com 8 ≤ M (M) ≤ 120

Na prática não sabemos muita coisa:

- Entram na ZAMS como uma estrela O ou B

- Terminam em uma explosão de SN

Fases intermediárias ou curtas precisam de uma melhor compreensão

Papel importante:Rotação

Perda de Massa

Efeito da Rotação:

Estrelas de alta massa têm uma alta rotação

-Diminuição da gravidade efetiva no equador da estrela

- Aumento da perda de massa e formação de discos circunstelares durante certas fases

Estrela B[e] supergigante

Concepção artística

Efeito da Rotação:

Estrelas de alta massa têm uma alta rotação

- Aumento do fluxo nos pólos e aumento da Teff

F é proporcional a geff

Fpolos > Fequador

Teff polos > Teff equador

Teorema de Von Zeipel

Estrela passa a ter diferentes temperaturas dependendo da inclinação que a vemos

Efeito da Rotação:

Estrelas de alta massa têm uma alta rotação

- A rotação ajuda a misturar ainda mais o material produzido no interior estelar nas camadas mais externas, alterando mais efetivamente a composição superficial das estrelas

Efeitos da Perda de Massa:

. Os modelos evolutivos só reproduzem a distribuição no DHR se considerarmos a perda de massa

. Taxa de perda de massa é significante em todas as fases da vida dessas estrelas

Fase Pré-sequência Principal

Não se sabe muito

Quando a estrela se torna visível já está na sequência principal

60 M

Sequência Principal

A-C: fase de quei-ma do H no núcleo via ciclo CNO

3.7 x 106 anos

-Convecção aumen- ta abundância de He e N

-Alta taxa de perda de massa:

7 x 10-6 M / ano

(no fim da SP)

+ de 10 M

60 M

A-C

Sequência Principal

B-C: material pro- cessado chega a su- perfície por convec-ção:

-aumenta abundân- cia de He e N

60 M

B-C

Estrela ON

C:

-queima do H ter- mina no núcleo

- núcleo se contrai

- começa queima de H em uma camada acima do núcleo

- expansão da en-voltória, menor Teff

60 M

D-E-F:

- estrela continua se expandindo

- logo depois se torna instável e sofre alta perda de massa na forma de erupções

60 M

Fase de LBV

1600 - η Car começou a variar sua magnitude entre 2 e 4;

P Cyg de repente apareceu alcançando magnitude 3, depois enfraquecendo e desaparecendo à olho nu.

1655 - P-Cyg voltou a se tornar brilhante, chegando até magnitude 5 e onde se manteve constante.

1700 - P-Cyg começou a ter um vagaroso e gradual aumento.

1820 - Brilho de η Car começou a variar mais rapidamente

1840 - η Car se tornou a segunda estrela mais brilhante do céu, permanecendo por quase 20 anos variando entre magnitude +1 e -1. Depois começou a enfraquecer até atingir a magnitude 8.

Século XX - η Car voltou a brilhar novamente, mas com oscilações de pequenas amplitudes.

LBV = Variáveis Azuis Luminosas = Geysers Astrofísicos

Tipos de Erupções

Gigantes: - Diminuição de 3 ou + magnitudes em MV

- Provável aumento de LBOL

- Frequência de centenas ou milhares de anosMédias: - Diminuição de 1 ou 2 magnitudes em MV

- LBOL ~ constante BC varia

- Frequência de 10 - 40 anosPequenas: - oscilações de 0.5 magnitudes em MV

- Frequência de meses a anos

Microvariações: - Oscilações de 0.1 magnitudes em MV

Tipos de Erupções

Gigantes: - Diminuição de 3 ou + magnitudes em MV

- Provável aumento de LBOL

- Frequência de centenas ou milhares de anosMédias: - Diminuição de 1 ou 2 magnitudes em MV

- LBOL ~ constante BC varia

- Frequência de 10 - 40 anosPequenas: - oscilações de 0.5 magnitudes em MV

- Frequência de meses a anos

Microvariações: - Oscilações de 0.1 magnitudes em MV

Valor médio para a perda de massa:

5 x 10-4 M / ano

5 M ejetadas em 10000 anos

Espectros das LBV

- Quiescência: espectro de uma estrela do tipo B com linhas em emissão do H, HeI, FeII e [FeII] mais intensas

- Erupção: “pseudo-atmosfera”

Semelhante à SG fria A ou F

Eta Car

E mais 50 objetos identificados na Via Láctea e em outras galáxias

Eta Car

F:

- estrela começa a queimar He no núcleo (pós-SP) e H em uma camada

- perdeu grande parte da sua envoltória

- alta abundância de He e N na atmosfera

60 M

Wolf-Rayet

WN

Estrelas Wolf-Rayet

. Descobertas em 1867 por Charles Wolf e George Rayet no Observatório de Paris

. MZAMS ≥ 25 M

. Espectro dominado por linhas de elementos altamente ionizados

. São divididas em 3 grupos:

WN = linhas em emissão do He, íons do N, poucas linhas do C

WNL = pouca presença de H

WNE = nenhuma indicação de H

Estrelas Wolf-Rayet

. Descobertas em 1867 por Charles Wolf e George Rayet no Observatório de Paris

. MZAMS ≥ 25 M

. Espectro dominado por linhas de elementos altamente ionizadas

. São divididas em 3 grupos:

WC = linhas do He, maior abundância do C e nenhuma indicação de H

WO = similares as WC mas com maior abundância de O

Estrelas Wolf-Rayet

. Descobertas em 1867 por Charles Wolf e George Rayet no Observatório de Paris

. MZAMS ≥ 25 M

. Espectro dominado por linhas de elementos altamente ionizadas

. São divididas em 3 grupos

. Teff = 25000 – 50000K

. Indicação de ventos com velocidades entre 1000 – 5500 km/s

. ~ 200 objetos na Via Láctea e ~ 300 em outras galáxias

EZ CMa

AB 7

G:

- perda de massa muito alta durante a fase de WR

- perda de camadas externas e material rico em C aparece na superfície

60 M

Wolf-Rayet

WC

H:

- fim da queima de He no núcleo

- depois de:

6 x 105 anos

-Fase de queima do C se inicia e dura:

2 x 103 anos

-Fases finais:

queimas de O até Si duram menos de

1 ANO!

60 M

60 M

Durante a sua evolução antes da explosão de SN a estrela ejetará:

29 M de H

8 M de He

1 M de C e O

Supernovas

Até o ferro (elemento mais estável com a maior energia de ligação por nucleon) as reações são exotérmicas. Para elementos mais pesados, reações endotérmicas ocorrem

Queima no núcleo pára no ferro

. Núcleo de ferro se contrai e se torna degenerado rapidamente (frações de segundo) e aquece até 5 x 109 K

. As camadas externas colapsam e ao atingirem a superfície do núcleo degenerado são ricocheteadas e uma onda de choque é criada

SN do tipo II

O gás se expande é tão quente que brilha por semanas

Luminosidade de uma SN é comparável a de uma galáxia inteira

Remanescente de SN

Antes Depois

SN1987A

Supernova 1994D in Galaxy NGC 4526

Vela: remanescente de supernova

Caranguejo: remanescente de supernova

Estágios Finais de Estrelas de Alta Massa

1) Estrelas de Nêutrons

Se a massa do núcleo tiver entre 1.4 M e 3 M

Maior compressão do gás

p + e n + ν (gás de nêutrons)

Região mais interna: fluido denso

Região mais externa:

. mistura de um superfluido de nêutrons com uma estrutura cristalina

. fina atmosfera com íons e elétrons

Raio de ~ dezenas de km

. Com o colapso, o campo magnético se amplifica (1010 B)

. Partículas carregadas (p e e-) são aceleradas até velocidades relativísticas ao longo das linhas de campo que rotacionam com a estrela

. Essas partículas emitem ondas de rádio, radiação síncrotron

. Se o campo magnético não está exatamente alinhado com a rotação da estrela, veremos a radiação como um farol (se estiver alinhada com a nossa linha de visada)

Pulsar

Pulsar do Caranguejo

2) Buraco Negro

Se o remanescente de SN tem mais que 3 M

Colapso total = densidade infinito

singularidade

Vescape = (2GM/R)0.5 ~ c

R ~ 3 (M / M) kmRaio de

Schwarzschild

2) Buraco Negro

Se o remanescente de SN tem mais que 3 M

Colapso total = densidade infinito

singularidade

M = 1 M R ~ 3 km

ρ ~ 1016 g / cm-3

Cygnus X-1: visão artística

Emissão de raio-X

Métodos indiretos

Nucleossíntese

Dois prótons ou dois núcleos conseguem energia (através das altas temperaturas) suficiente para vencer a repulsão (barreira) Coulombiana

(Z1,A1) + (Z2,A2) (Z,A)

m(Z, A) = Zmp + (A-Z)mn + E(Z,A) / c2

E(Z,A) = energia de ligação do núcleo

Massa do núcleo é menor do que as somas das massas dos seus componentes. Energia é liberada na fusão

Nucleossíntese

Durante a Sequência Principal: Ciclo p-p

T ≈ 10.000.000 K

T ≈ 14.000.000 K

Ciclo CNO

T ≥ 20.000.000 K

12C + 1H 13N + γ

13N 13C + β+ + ν

13C + 1H 14N + γ

14N + 1H 15O + γ

15O 15N + β+ + ν

15N + 1H 12C + 4He

Ciclo p-p: estrelas de baixa massa

Ciclo CNO: estrelas de alta massa

Outras reações

Triplo α: 3 4He 12C T ≥ 100.000.000 K

12C + 4He 16O + γ

16O + 4He 20Ne + γ

20Ne + 4He 24Mg + γ

16O + 16O 32S + γ

28Si + 28Si 56Fe + γ

etc...T ≈ 3.000.000.000 K

Captura de nêutrons

Durante o evento de uma SN , a onda de choque ao passar pelas camadas externas gera uma nova fase de reações termonucleares

Formação dos outros elementos da tabela periódica (reações endotérmicas)

Processo s e r (depende do fluxo de nêutrons)

“Starry Night” de Van Gogh

Muito obrigado pela sua atenção!

borges@on.br