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)

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 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!

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.

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 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

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)

Flash do HeComo 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.

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.

 

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

 

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)

 

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)

 

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.

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).

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 )

Estrelas mais massivas que o SolNa 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.

Estrelas mais massivas que o SolÁtomo 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

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

Explosão de Supernova2 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

Explosão de Supernovas

Estrela de NêutronsSupernova 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 ~ 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)

PulsaresA 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

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)

Buracos Negros: Física básicaCondições 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

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.

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.