Estrelas. Evolução após a Sequência Principalpicazzio/aga210/apresentacao/estrela-4.pdf · Enos...

Nebulosa do Esquimó, em Gêmeos: cenário da morte de uma estrela do tipo solar(NASA – Hubble Space Telescope)

Estrelas. Evolução após a Sequência Principal

Notas de aulaIntrodução à Astronomia

(Enos Picazzio IAGUSP2006)

Estrelas de até 11 massas solares

Enos Picazzio IAGUSP/2006

Fusão nuclear: a síntese dos elementos químicos

•• Os elementos químicos de peso atômico maior que o Os elementos químicos de peso atômico maior que o do hidrogênio são formados por fusão nuclear. do hidrogênio são formados por fusão nuclear.

•• Todos eles existem em diferentes formas isotópicas, Todos eles existem em diferentes formas isotópicas, cada isótopo tendo o mesmo número de prótons mas cada isótopo tendo o mesmo número de prótons mas números diferentes de nêutrons. O isótopo estável é números diferentes de nêutrons. O isótopo estável é considerado a forma normal do elemento químico. Os considerado a forma normal do elemento químico. Os instáveis são radiativos, isto é, decaem em formas mais instáveis são radiativos, isto é, decaem em formas mais estáveis.estáveis.

•• Alguns elementos radiativos são artificiais, criados em Alguns elementos radiativos são artificiais, criados em laboratório.laboratório.



• O hidrogênio e o hélio foram formados na nucleossíntese primordial, no início dos tempos.

• Os demais elementos forma sintetizados a partir deles, no interior estelar.

• As estrelas mais massivas são as principais fontes, já vivem menos, sintetizam normalmente os elementos até a massa atômica do ferro, e morrem catastroficamente, produzindo os elementos de maior massa.



Abundância cósmica dos elementosAbundância cósmica dos elementosGrupo de partículas Abundância (%)

em número

Hidrogênio (1 partícula nuclear) 90

Hélio (4 partículas nucleares) 9

Grupo do Lítio (7-12 partículas nucleares) 0,000001

Grupo do Carbono (12-20 partículas nucleares) 0,2

Grupo do Silício (23-48 partículas nucleares) 0,01

Grupo do Ferro (50-62 partículas nucleares) 0,01

Grupo de peso médio (63-100 partículas nucleares) 0,000000001

Grupo dos mais pesados (maior que 100 partículas nucleares) 0,000000001

Fonte: Chaisson & McMillan, Astronomy TodayEnos Picazzio IAGUSP/2006

Sintetização do 4He

Chaisson & McMillan, Astronomy TodayEnos Picazzio IAGUSP/2006

Sintetização do 8Be e 14C


Sintetização do 16O e 24Mg


Sintetização acima do 28Si


Estrutura de estrela fundindo elementos até o Fe


O começo do fim

• Fusão nuclear até Fe é exotérmica (produz energia)

• Razão: massa do produto final é menor que a soma das massas dos produtos componentes

• A partir do Fe: reações são endotérmicas (consomem energia)

• Estrelas de grande massa, quando chegam nesta fase morrem de forma catastrófica.

• Parte da energia de fusão é absorvida pelo meio, parte é emitida para o espaço

• Aumento de temperatura → aumento de pressão → desequilíbrio entre pressões interna (gás aquecido) e externa (gravidade) → expansão da estrela →queda de temperatura e pressão → contração da estrela → processo continua até atingir equilíbrio. No final da vida as estrelas massivas não atingem esse equilíbrio



][/10 210 anosMtSP =

O tempo aproximado de permanência na SP:

(M em massa solar).

Estrelas parecidas com o Sol: tempo na SP é ~ 10 bilhões de anos.

Durante esse período o hidrogênio do núcleo vai sendo transformado em hélio, a temperatura média permanece aproximadamente a mesma, mas a luminosidade aumenta lentamente com o tempo.

Quando o hidrogênio disponível para a fusão se extingue (caso das estrelas de pequena massa), ou quando a temperatura central aumentar o suficiente para propiciar a fusão do hélio (caso de estrelas de maior massa), a estrela abandona a SP e sofre mudanças na estrutura e na luminosidade.

O começo do fim

Evolução de estrelas de até 11 massas solares• Sol está na SP há 4,6 bilhões de anos• Temperatura superficial é praticamente a mesma que tinha quando entrou na SP, mas seu brilho é cerca de 30% maior • Envelhecendo: - a quantidade de H diminuirá e a de He aumentará.

- estrutura interna:

•Elevação gradativa de temperatura do núcleo de He aumenta a taxa de fusão nuclear do H.

•Após ~ 10 bilhões de anos: o aumento de temperatura provocará uma elevação brutal da pressão e a estrela sofrerá uma expansão gigantesca.

•Expansão: a superfície aumenta e a temperatura superficial diminui

→ gigante vermelhagigante vermelhaEnos Picazzio IAGUSP/2006

•Gigante vermelha: estrela de baixa temperatura e alta luminosidade

Ex.: Betelgeuse (a de Órion) e Antares – (a do Escorpião) ;ambas 400 vezes maiores do que o Sol

• Superfície do Sol atingirá a Terra

•Gigante vermelha: estrela de baixa temperatura e alta luminosidade

Ex.: Betelgeuse (a de Órion) e Antares – (a do Escorpião) ;ambas 400 vezes maiores do que o Sol

• Superfície do Sol atingirá a Terra

Evolução de estrelas de até 11 massas solares

•No diagrama HR a evolução se dá no sentido do ramo das gigantes.

• Densidades em gigantes vermelhas:

• núcleo de He – 100 kg/cc (no Sol é 150 g/cc)

• camadas mais externas - ~10-6

g/cc (1 milionésimo da densidade da água).

•No diagrama HR a evolução se dá no sentido do ramo das gigantes.

• Densidades em gigantes vermelhas:

• núcleo de He – 100 kg/cc (no Sol é 150 g/cc)

• camadas mais externas - ~10-6

g/cc (1 milionésimo da densidade da água).

• Quando a temperatura central atingir ~ 100 milhões K, a contração do núcleo de He cessa e fusão do He em C inicia:

• Quando a temperatura central atingir ~ 100 milhões K, a contração do núcleo de He cessa e fusão do He em C inicia:

8Be é instável8Be é instável

Chaisson & McMillan, Astronomy Today


• A fusão do He é caracterizada por uma instabilidade de curta duração chamada clarão do hélio (helium flash), uma reação nuclear violenta e descontrolada como a de uma bomba.

• Razão: a degenerescência do gás - por um momento, a pressão do gás no núcleo não é controlada pela temperatura (como no caso de um gás perfeito onde P ∝ T), com isso a temperatura cresce rapidamente mas a pressão não.

• A fusão do He é caracterizada por uma instabilidade de curta duração chamada clarão do hélio (helium flash), uma reação nuclear violenta e descontrolada como a de uma bomba.

• Razão: a degenerescência do gás - por um momento, a pressão do gás no núcleo não é controlada pela temperatura (como no caso de um gás perfeito onde P ∝ T), com isso a temperatura cresce rapidamente mas a pressão não.


• Quando o gás volta ao estado de gás perfeito sob temperatura tão elevada a pressão cresce brutal e instantaneamente → expansão súbita da estrela → queda da pressão e temperatura → estrela contrai atéestabelecer o equilíbrio → fusão do He se processa normalmente.

• Devido a elevada densidade da matéria a energia liberada por esse processo acaba sendo absorvida no interior da estrela. O helium flash é um fenômeno que não se reflete nas partes externas da estrela.

• Quando o gás volta ao estado de gás perfeito sob temperatura tão elevada a pressão cresce brutal e instantaneamente → expansão súbita da estrela → queda da pressão e temperatura → estrela contrai atéestabelecer o equilíbrio → fusão do He se processa normalmente.

• Devido a elevada densidade da matéria a energia liberada por esse processo acaba sendo absorvida no interior da estrela. O helium flash é um fenômeno que não se reflete nas partes externas da estrela.




• Fusão do He produz caroço de C → a estrela sofre expansão e contração → variações de luminosidade e temperatura superficial

•Com a compressão do núcleo C → fusão de C e He → oxigênio:14C + 4He → 16O + energia

O núcleo de carbono passa a ser enriquecido com oxigênio.

• Fusão do C: temperatura mínima de 600 milhões K.

• Núcleo de uma estrela como o Sol jamais atinge essa temperatura → geração de energia virá só da fusão do He e do H nas camadas superiores

• Fusão do He produz caroço de C → a estrela sofre expansão e contração → variações de luminosidade e temperatura superficial

•Com a compressão do núcleo C → fusão de C e He → oxigênio:14C + 4He → 16O + energia

O núcleo de carbono passa a ser enriquecido com oxigênio.

• Fusão do C: temperatura mínima de 600 milhões K.

• Núcleo de uma estrela como o Sol jamais atinge essa temperatura → geração de energia virá só da fusão do He e do H nas camadas superiores



Trajeto evolutivo de estrelas com

1, 4 e 15 massas solares



• Estrela remanescente: fica com ~ 50% da massa inicial → contrai muito; pode atingir ~ 10.000 km → cor branca e temperatura superficial elevada →brilho provém da energia armazenada → tornou-se uma anã branca.

• À medida que a energia vai se esvaindo estrela vai definhando: temperatura vai caindo → vai ficando amarelada → depois avermelhada → até se tornar uma anã negra (objeto com praticamente o tamanho da Terra e muito denso)

• Massa de uma anã branca jamais ultrapassa 1,4 massas solares

• Estrela remanescente: fica com ~ 50% da massa inicial → contrai muito; pode atingir ~ 10.000 km → cor branca e temperatura superficial elevada →brilho provém da energia armazenada → tornou-se uma anã branca.

• À medida que a energia vai se esvaindo estrela vai definhando: temperatura vai caindo → vai ficando amarelada → depois avermelhada → até se tornar uma anã negra (objeto com praticamente o tamanho da Terra e muito denso)

• Massa de uma anã branca jamais ultrapassa 1,4 massas solares

Evolução de estrelas de até 11 massas solares• Durante a fase final de vida a estrela sofrerápulsações radiais crescentes, contraindo-se e expandindo-se periodicamente, podendo perder as camadas mais externas por ejeção, criando assim uma nebulosa planetária.

• Nebulosa expande-se a 20-30 km/s → torna-se gradativamente mais rarefeita e fria → dispersa-se pelo espaço interestelar → enrique o espaço com elementos sintetizados

• Durante a fase final de vida a estrela sofrerápulsações radiais crescentes, contraindo-se e expandindo-se periodicamente, podendo perder as camadas mais externas por ejeção, criando assim uma nebulosa planetária.

• Nebulosa expande-se a 20-30 km/s → torna-se gradativamente mais rarefeita e fria → dispersa-se pelo espaço interestelar → enrique o espaço com elementos sintetizados

Nebulosa do Esquimó



N ebulosas Planetárias


Evolução do Sol e representação no diagrama HREvolução de estrelas de até 11 massas solares

Chaisson & McMillan, Astronomy Today Enos Picazzio IAGUSP/2006

Quando uma anã branca esfria, os átomos de carbono cristalizam num diamante.

Um diamante de 300.000 massas terrestres.

Sirius A

Sirius B

Diamante com a massa do Sol e tamanho da Terra

Isto é que é jóia!!!



Sirius B

Observando a evolução estelar em um aglomerado

•As estrelas de um aglomerado estão à mesma distância da Terra → brilho aparente equivale ao brilho absoluto → gráfico “magnitude aparente versus tipo espectral” resulta em um diagrama HR relativo.

•As estrelas formaram-se na mesma época, do mesmo material e têm a mesma composição química. Só a massa difere.

•Aglomerados são ótimos “laboratórios” para estudos de evolução estelar.

•As estrelas de um aglomerado estão à mesma distância da Terra → brilho aparente equivale ao brilho absoluto → gráfico “magnitude aparente versus tipo espectral” resulta em um diagrama HR relativo.

•As estrelas formaram-se na mesma época, do mesmo material e têm a mesma composição química. Só a massa difere.

•Aglomerados são ótimos “laboratórios” para estudos de evolução estelar.


Observando a evolução estelar em um aglomerado Determinando a idade de um aglomerado aberto

Plêiades ou Sete Irmãs, em Touro (120 pc)

•• cores individuais cores individuais →→ temperatura das estrelastemperatura das estrelas

•• brilhos aparentes brilhos aparentes →→ luminosidades jluminosidades jáá que a que a distdistâância ncia éé úúnicanica

•• Diagrama HR Diagrama HR →→ todas as estrelas esttodas as estrelas estãão na SPo na SP

•• estrelas azuis sestrelas azuis sãão jovenso jovens

•• idade do algomerado idade do algomerado éé úúnicanica

•• como estrelas O vivem atcomo estrelas O vivem atéé 25 milh25 milhõões de anos es de anos →→aglomerado tem no maglomerado tem no mááximo essa idadeximo essa idade

•• evidevidêências que corroboram: gncias que corroboram: gáás e poeira ainda s e poeira ainda presentes e abundpresentes e abundâância de elementos pesados nos ncia de elementos pesados nos espectros das suas estrelas (criados em geraespectros das suas estrelas (criados em geraçõções es anteriores de estrelas)anteriores de estrelas)

estrelas vermelhas estrelas vermelhas também são jovenstambém são jovens


Observando a evolução estelar em um aglomerado Determinando a idade de um aglomerado

globular ômega Centauro (5000 pc)

• distribuição totalmente diferente dos aglomerados abertos

• não estrelas O e B

• sabemos que embora estrelas vermelhas de massa pequena e amarelas de massa intermediária sejam abundantes, aglomeradso globulares não contém estrelas da SP com massa > 0,8 Msolar

• estrelas tipo A do diagrama HR são evoluídas e estão passando pela região da SP

• os espectros mostram carência de elementos pesados → estrelas muito antigas → vários bilhões de anos

• estrelas de O a F já sairam da SP e se tornaram gigantes vermelhas muito luminosas

• idade ~10 bi. a. (estrelas mais antigas da Galáxia)

Determinando a idade de um aglomerado globular ômega Centauro (5000 pc)

•• distribuição totalmente diferente dos aglomerados distribuição totalmente diferente dos aglomerados abertosabertos

•• não estrelas O e Bnão estrelas O e B

•• sabemos que embora estrelas vermelhas de massa sabemos que embora estrelas vermelhas de massa pequena e amarelas de massa intermedipequena e amarelas de massa intermediáária sejam ria sejam abundantes, aglomeradso globulares nabundantes, aglomeradso globulares nãão conto contéém m estrelas da SP com massa > 0,8 Msolarestrelas da SP com massa > 0,8 Msolar

•• estrelas tipo A do diagrama HR sestrelas tipo A do diagrama HR sãão evoluo evoluíídas e das e estestãão passando pela regio passando pela regiãão da SP o da SP

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•• estrelas de O a F jestrelas de O a F jáá sairam da SP e se tornaram sairam da SP e se tornaram gigantes vermelhas muito luminosasgigantes vermelhas muito luminosas

•• idade ~10 bi. a. (estrelas mais antigas da Galidade ~10 bi. a. (estrelas mais antigas da Galááxia)xia)Chaisson & McMillan, Astronomy Today Enos Picazzio IAGUSP/2006

EvoluEvoluçãção estelar em um aglomerado hipoto estelar em um aglomerado hipotééticotico

Início: estrelas da SP superior já apresentam fusão. Estrelas da SP inferior ainda estão em formação.Início: estrelas da SP superior já apresentam fusão. Estrelas da SP inferior ainda estão em formação.

100 milhões de anos: estrelas B já abandonaram a SP. Hámais gigantes vermelhas. Estrelas da SP inferior já estão praticamente formadas.

100 milhões de anos: estrelas B já abandonaram a SP. Hámais gigantes vermelhas. Estrelas da SP inferior já estão praticamente formadas.

10 milhões de anos: estrelas O deixaram a SP e já aparecem algumas gigantes vermelhas.Estrelas da SP inferior ainda estão em formação.

10 milhões de anos: estrelas O deixaram a SP e já aparecem algumas gigantes vermelhas.Estrelas da SP inferior ainda estão em formação.

1 bilhão de anos: a SP só apresenta estrelas abaixo do tipo A. Os ramos da sub-gigantes e gigantes vermelhas já são evidentes. A SP inferior já está completa. Algumas anãs brancas já aparecem.

1 bilhão de anos: a SP só apresenta estrelas abaixo do tipo A. Os ramos da sub-gigantes e gigantes vermelhas já são evidentes. A SP inferior já está completa. Algumas anãs brancas já aparecem.

10 bilhões de anos: só estrelas menos massivas que o Sol permanecem na SP. Os ramos horizontal das sub-gigantes e gigantes vermelhas e o assintótico das gigantes são bem evidentes. As anãs brancas ão mais abundantes.

10 bilhões de anos: só estrelas menos massivas que o Sol permanecem na SP. Os ramos horizontal das sub-gigantes e gigantes vermelhas e o assintótico das gigantes são bem evidentes. As anãs brancas ão mais abundantes.

Aglomerado globular 47 Tucanae

Idade: 11 bi.a.

[um dos mais velhos da Via Láctea]


Evolução de um sistema binário

• Sistema binário com componentes separadas de grande distância (mais que 1.000 raios estelares):estrelas evoluem quase que independentemente, com seus trajetos normais no diagrama HR.

• Sistema binário com componentes próximas:a gravitação mútua influencia fortemente a evolução de cada estrela. As propriedades físicas das estrelas desviam muito dos valores calculados para estrelas isoladas.


Evolução de um sistema binário

Lobo de Roche

Lobo de Roche

Ponto Lagrangiano

Plano equatorial

• Cada estrela é circundada por um envolucro no formato de gota (lobo de Roche), dentro do qual fica retido o material pertencente à estrela.

• Ponto lagrangiano: balanço gravitacional entre forças.

• Quanto maior a massa, maior é o lobo e mais distante está o ponto lagrangiano


Binária isolada: cada estrela está dentro de seu respectivo lobo de Roche. Durante essa fase elas evoluem independentemente.

Binária semi-isolada: uma das estrelas torna-se uma gigante, preenche todo seu lobo e transfere massa para a companheira, através do ponto lagrangiano.

Binária de contato: se a companheira preencher seu lobo, por evolução ou por excesso de massa transferida, o sistema torna-se fechado. São duas estrelas fundindo elementos no interior, circundadas por envelope comum.

Evolução de um sistema binárioC

hais

son

& M

cMill

an, A

stro

nom

y T

oday


Evolução de um sistema binário Algol (Beta Persei)

Provavelmente, no início era um sistema separado, com 2 estrelas de SP: gigante azul (1) massiva e outra do tipo solar (2).

A gigante evoluiu, expandiu, deve ter excedido seu lobo e transferiu grande quantidade de massa para sua companheira.

Atualmente, a companheira solar (2) é a mais massiva, porém ainda está na SP. A gigante (1) ainda está na fase sub-gigante vermelha, transferindo massa para sua companheira (1)

1 2

Cha

isso

n &

McM

illan

, Ast

rono

my

Tod

ay


Evolução de um sistema binário: Nova 1. Se a distância entre as duas estrelas for relativamente pequena, a atração gravitacional da estrela anã pode “ arrancar” matéria (hidrogênio e hélio) da superfície da companheira. A transferência de massa se faz através de um disco, ao contrário dos demais casos.

2. O choque desse gás com a superfície da anã branca pode elevar a densidade e temperatura a valores suficientemente elevados para detonar um processo violento de fusão local de hidrogênio, provocando um clarão súbito.


Evolução de um sistema binário: Nova 3. Ao diminuir a fusão na superfície da anã, o brilho decai e o sistema volta à normalidade. Nesse processo parte da massa da estrela é ejetada a velocidades elevadas (típicamente 0,0001 massa solar, 1 milésimo da massa ejetada por uma nebulosa planetária).

4. Visto da Terra, esse fenômeno simula o sugimento de uma estrela nova.

5. Se o processo for recorrente, tem-se uma nova recorrente.


•• 1595 1595 –– David David FabriciusFabricius–– ômicronômicron CetiCeti:: 11 m11 meseseses

((BaleiaBaleia))

•• 1784 1784 –– John John GoodrickeGoodricke–– deltadelta CepheiCephei:: 5d, 8h, 48min5d, 8h, 48min

((CefeuCefeu))

•• 1888 1888 –– Seth C. Chandler Jr Seth C. Chandler Jr –– publica catálogo com 225 publica catálogo com 225

variáveisvariáveis

•• ~1912 ~1912 –– Henrietta LeavittHenrietta Leavitt–– deriva a relação deriva a relação

períodoperíodo--luminosidadeluminosidade

Estrelas viriáveis


Estrelas viriáveis

dias

dias

Logaritmo do período

Relação período-luminosidade


magnitude aparente magnitude absoluta

Estrelas viriáveisht

tp://

astr

o.if

.ufr

gs.b

r/es

trel

as/v

aria

veis

.htm


• Mudanças periódicas de luminosidade • Pulsações Radiais e Não-radiais

T aumenta

T = temperatura

T diminui T aumenta

Estrelas viriáveis

Pulsação observada em Delta Cephei Temperatura (K)

Luminosidade

Área

Cte de Stefan-Boltzmann


Estrelas viriáveis

As estrelas variáveis estão dividas nas As estrelas variáveis estão dividas nas seguintes classes: eruptivas, pulsantes, seguintes classes: eruptivas, pulsantes, rotantes, cataclísmicas (explosivas e rotantes, cataclísmicas (explosivas e novas), sistemas eclipsantes e fontes de novas), sistemas eclipsantes e fontes de raioraio--X variáveis. As variáveis pulsantes X variáveis. As variáveis pulsantes populam extensas regiões do diagrama populam extensas regiões do diagrama HR. As pulsações são encontradas em HR. As pulsações são encontradas em grandes faixas de massa e etapas grandes faixas de massa e etapas evolucionárias, e fornecem oportunidades evolucionárias, e fornecem oportunidades para derivar propriedades inacessíveis de para derivar propriedades inacessíveis de outra forma. outra forma.

http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/variaveis.htm


Estrelas viriáveis

Porcentagem de estrelas variáveis no diagrama HR, descobertas pelo satélite Hipparcos.

http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/variaveis.htm


•• Como as luminosidades são muito elevadas, essas Como as luminosidades são muito elevadas, essas estrelas são utilizadas como calibradoras de estrelas são utilizadas como calibradoras de distância.distância.

Estrelas viriáveis

dias

dias


Estrelas viriáveis

O número total de estrelas intrinsicamente variáveis catalogadas no Combined General Catalogue of Variable Stars, 4.1 Edition, é de 42.897 estrelas, das quais 31.918 são da nossa Galáxia. Recentemente, com as medidas realizadas com o satélite Hipparcos, foram descobertas mais 3.157 variáveis e, com as medidas dos projetos (OGLE, MACHO e EROS) de microlentes gravitacionais, mais de 100.000 novas variáveis, sendo mais de 10.000 destas pulsantes. http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/variaveis.htm


Estrelas com mais de 11 massas solares


Evolução de estrelas massivas

• Nascimento: caminham mais rapidamente para a Seqüência Principal

• Sequência Principal: abandonam mais cedo

• Evolução: mais rápido

• Longevidade: morrem mais depressa, de forma catastrófica


Fonte de energia Temperatura (milhões K) Tempo para exaustão

Fusão do hidrogênio (1H) 15 10 milhões anos

Fusão do hélio (4He) 170 1 milhão anos

Fusão do carbono (12C) 700 1.000 anos

Fusão do neônio (20Ne) 1.400 3 anos

Fusão do oxigênio (16o) 1.900 1 ano

Fusão do silício (28Si 3.300 1 dia

Núcleo de 26Fe forma-se em menos de 1 dia

•Após a fusão do hélio estas estrelas promovem a fusão dos elementos mais pesados, na ordem crescente de massa atômica, isto é: 12C, 16O, 20Ne, 24Mg e 28Si, este produzindo o 26Fe.

• A partir de então não há mais fusão atômica no núcleo.

Evolução de estrelas massivas



• Núcleo de ferro: fusão do Fe não fornece energia:

• Núcleo é tão compacto que não se pode extrair energia através da fusão como nos elementos de menor massa

• Ele age como “extintor nuclear

• A estrela perde sustentação, embora a temperatura do seu núcleo atinja alguns bilhões K

• Instala-se a implosão estelar


Evolução de estrelas massivasColapso do núcleo

Prótons e elétrons são “esmagados” (1012kg/m3):

p + e → n + neutrino

Prótons e elétrons são “esmagados” (1012kg/m3):

p + e → n + neutrino

temperatura atinge 10 bilhões K

temperatura atinge 10 bilhões K

[lei de Wien] fotons têm energia suficiente para quebrar núcleo do Fe em elementos mais leves, até restarem prótons e elétrons;

[lei de Wien] fotons têm energia suficiente para quebrar núcleo do Fe em elementos mais leves, até restarem prótons e elétrons;

em menos de 1 s gera-se mais energia que toda a vida da estrela

em menos de 1 s gera-se mais energia que toda a vida da estrela

ao contrário da fusão, a fotodesintegraçãoconsome energia;

ao contrário da fusão, a fotodesintegraçãoconsome energia;

parte central da estrela esfriaparte central da estrela esfria implosão é aceleradaimplosão é acelerada

restam só partículas elementares: elétrons,

prótons, nêutrons e fótons

restam só partículas elementares: elétrons,

prótons, nêutrons e fótons

Neutrino escapa instantaneamente

carregando energia

Neutrino escapa instantaneamente

carregando energia

Resfriamento acelera colapso: nêutrons são

comprimidos uns contra os outros (1015kg/m3)

(Fobos em 1 cc)

Resfriamento acelera colapso: nêutrons são

comprimidos uns contra os outros (1015kg/m3)

(Fobos em 1 cc)

Pressão de nêutrons é degenerada

(1017-1018 kg/m3)(Deimos em 1 cc)

Pressão de nêutrons é degenerada

(1017-1018 kg/m3)(Deimos em 1 cc)

Expansão súbita e desintegração da estrela:supernova

Expansão súbita e desintegração da estrela:Expansão súbita e desintegração da estrela:supernovasupernova


Evolução de estrelas massivasColapso do núcleo

Supernova


Supernova


Por terem comportamento típicos e serem muito brilhantes as supernovas são utilizadas como indicadores de distância.

Por terem comportamento típicos e serem muito brilhantes as supernovas são utilizadas como indicadores de distância.

Nebulosa do Caranguejo

Restos de Supernova

Tamanho: 2 pc. Idade: jovem. Em 1054 astrônomos chineses

observaram a explosão. O brilho excedia o de Vênus,

era visível durante o dia

Tamanho: 2 pc. Idade: jovem. Em 1054 astrônomos chineses

observaram a explosão. O brilho excedia o de Vênus,

era visível durante o dia


“Loop” em Cisne W89

Cassiopéia A Nebulosa de Kepler

Restos de Supernova


Estrela de nêutrons• Estrela extremamente pequena e massiva, que restou da explosão;Raio = 20 km; Densidade ~ 1018 kg/m3 (1 bilhão de vezes mais densa que uma anã branca); Sólida; Pessoa de 70 kg pesaria 1 milhão de ton. na superfície• Rotação extremamente elevada: fração de segundo / volta; fenômeno decorrente da conservação de momento angular (quanto mais contraia, mais rápido girava)• Campo magnético intenso (decorrente da concentração da matéria)• São estrelas pulsantes

Partículas Partículas eletricamente eletricamente carregadas são carregadas são aceleradas pelo aceleradas pelo magnetismo e magnetismo e fluem ao longo fluem ao longo das linhas de das linhas de

campo campo magnético. Esse magnético. Esse feixe direcionado feixe direcionado gira rapidamente gira rapidamente e se parece com e se parece com

uma fonte uma fonte pulsante pulsante

(como um farol (como um farol giratório).giratório).

Cha

isso

n &

McM

illan

, Ast

rono

my

Tod

ay

Colapso contínuo: Buraco NegroMassa da estrela de nêutrons: 1,4 e 3 massas solares (M⁄ )

• 1,4 - limite inferior para formá-las

• 3 - limite superior para evitar colapso contínuo

Se a massa restante superar 3 M⁄ → estrela de nêutrons implode indefinidamente → buraco negro

Formação de um buraco negro em um sistema binário

Cha

isso

n &

McM

illan

, Ast

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my

Tod

ay


Colapso contínuo: Buraco Negro

• A Mecânica newtoniana não é aplicável em condições de massas e velocidades extremas como no caso dos Buracos Negros

• A teoria correta, neste caso, é a da relatividadede Einstein.

• Aproximação: considerar o conceito newtoniano de velocidade de escape:

• na superfície da Terra (R = 6400 km): Vesc = 11 km/s

• se a Terra fosse comprimida a 1 cm: Vesc = 300.000 km/s

= velocidade da luz!!!

Conclusão: nem os fótons escapariamEnos Picazzio IAGUSP/2006

Colapso contínuo: Buraco NegroNome técnico para o raio crítico dentro do qual nem fótons escapam:

Raio de Schwarzschild

Objeto Raio de Schwarzschild

Terra (6.378 km) 1 cm

Júpiter (71.492 km) 3 m

Sol (700.000 km) 3 km

Estrela com 10 M⁄ 9 km

Raio é proporcional à massa. Cálculo aproximado: 3 km x massa (em M⁄ ):

Sol = 3 km;

Supernova típica (o que resta dela) = 50 - 100 km;

Núcleo de galáxia ativa com 1 milhão de M⁄ : 3.000.000 kmEnos Picazzio IAGUSP/2006

Colapso contínuo: Buraco NegroUm fóton escapando de um campo gravitacional intenso gasta energia para vencer a região.

Buraco negro com 1 massa solar

Essa energia perdida não se reflete na velocidade de propagação, mas no comprimento de onda: a cor do fóton muda.

Um buraco negro com massa igual a do Sol, atuaria sobre a luz de forma semelhante ao esquema ao lado: a 10.000 km a luz no visível seria vista na região do radiofrequência; a de raio X apareceria no visível.




Se a fonte estiver distante, a maior parte da luz escapa

Quanto mais próxima a fonte,

maior quantidade de luz é aprisionada

A 1,5 raio de Schwarzschild fótons podem

circular o buraco negro,

criando a esfera de

fótons

Se a fonte atingir o horizonte de

eventos, toda luz retorna ao

buraco negroChaisson & McMillan, Astronomy Today



Buracos Negros são ralos cósmicos?

NÃO

Objetos (estrelas, planetas etc.) fora do raio crítico circulam normalmente.

SE o Sol se tornasse um buraco negro, os planetas continuariam a orbitá-lo. Visualmente, ele

desapareceria.



Buracos Negros são devoradores cósmicos?

SIM

Matéria caindo num buraco negro é submetida a enorme maré, esticada verticalmentee comprimida horizontalmente.

Matéria é destruída, aquecida a temperaturas elevadas e emite radiação.

Chaisson &

McM

illan, Astronom

y Today


Através do desvio da luz provocado por

concentração de massa (lente gravitacional)

Através da luz emitida pela matéria em queda

Como detectar um Buraco Negro?

estrela

Sol

direção original

direção desviada

Buraco negro

Lente gravitacional

Evolução de estrelas: resumo


Estrelas. Evolução após a Sequência Principalpicazzio/aga210/apresentacao/estrela-4.pdf · Enos...

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