Evolução de Estrelas de Alta Massa

Sandra dos AnjosIAG/USP

AGA 210 – 2° semestre/2017

www.astro.iag.usp.br/~aga210/

Evolução de Estrelas de Alta MassaSupernova Tipo IIEstrelas de NêutronsPulsaresBuracos Negros

Agradecimentos: Prof. Gastão B. Lima Neto e Prof. Vera Jatenco

A Evolução de Estrelas de Alta Massa

As fases de evolução de estrelas massivas, com M > ≈ 8 M☉ , ocorrem muito mais rapidamente do que a de estrelas de baixa massa.

Estrelas massivas também ficam na SP durante a maior parte de suas vidas, enquanto estãoconvertendo H -> He, resultado das reações termonucleares ou da queima de combustível (H)No caroço da estrela.

As estrelas massivas sofrem muitos estágios de “queima nuclear”devido as altas temperaturas causadas pela compressão gravitacional na região central da estrela. Como consequência: - sofrem múltiplas fases de Gigantes Vermelhas - geram como resultado das reações termonucleares via reações exotérmicas (que liberam calor e transferem para o meio), o produto final que é o Ferro (Fe).

Estágios de formação de elementos mais pesados do que o Fe requerem mais energia do que eles produzem, e a estrela então vai sofrer mudanças catastróficas

Estrelas da porção superior da SP perdem massa durante a vida causada por ventos estelares de alta velocidade (2000 ou 3000 Km/s).

A causa dos ventos não é completamente entendida e pode estar associada a aceleração causada pela pressão de radiação.

Gigantes e Supergigantes, tem ventos com velocidade menor, da ordem de 20 km/s

A perda de massa por ventos pode atingir a ordem de 1 M☉ a cada 100.000anos e esta perda afeta a evolução da estrela

Observações...

Estrelas de Alta Massa M > ≈ 8 M☉

A trajetória pós-sequência principal ocorre porque houve o esgotamento do combustível (H) no núcleo.

É principalmente horizontal (ver fig.), implicando em:

– mesma luminosidade.– o raio expande e faz a

temperatura superficial diminuir

Não há o flash do hélio:– fusão de He começa sem

explosão, antes do caroço ter contraído muito.

– para estrelas de 4 MᏫ, a fusão do hélio começa em (a).

4M

15 M

20 M

a

Estrelas de Alta Massa...comparando as trajetórias evolutivas da estrelas de baixa e alta massa

4M

15 M

20 M

He C O

Estrelas de Alta Massa...comparando as trajetórias evolutivas da estrelas de baixa e alta massa

• A evolução é muito rápida.

• Antes de se tornar uma gigante vermelha começa a queima de He.

• A nucleossíntese prossegue além do carbono.

4M

15 M

20 M

He C O

Estrelas de Alta Massa...estrutura interna

- A convecção ocorre próximo do centro

- Para estrelas que se posicionam na porção superior da SP, o transporte convectivo ocorre no caroço da estrela, enquanto que nas camadas externas da estrela o mecanismo dominate será o transporte radiativo.

Estrutura interna difere devido aos diferentes tipos de transporte da energia gerada no caroço da estrela:

Lembrando que.......estrutura interna difere para diferentes M

alta massa massa solarbaixa massa

Estrelas de Alta Massa massas M > ≈ 8 M☉

Elementos como nitrogênio, oxigênio, neônio, magnésio,..., até o ferro (Fe) são sintetizados.

•Mudanças são tão rápidas que as camadas externas não tem tempo de responder aos sucessivos ciclos de exautão e ignição no caroço...promovendo uma mudança constante a direita no D-HR, antes de chegar ao estágio final (SN).

4M

15 M

20 M

He C O

Evolução de Estrelas de Diferentes Massas...e a estrutura em camadas até a produção do Ferro

Estrelas de Alta MassaEx: Betelgeuse

M > ≈ 8 M☉

• A estrela tem uma estrutura de camadas (“cebola”)

• Núcleo de Fe tem raio ~ RTerra.

• Envelope tem raio ~ 5 U.A. (órbita de Júpiter).

A fusão nuclear termina no Ferro (só um pouco de níquel é sintetizado).

Estrelas de Alta MassaM > ≈ 8 M☉

• Caracterizadas por períodos de equilíbrio e instabilidade.

• Muita perda de massa por ventos estelares.

• Temperatura e densidade centralaumentam.

• Para uma estrela de20 MᏫ, queima de:

– H: 107 anos;– He: 106 anos;– C: 1000 anos;– O: 1 ano;– Si: 1 semana;Caroço de Fe formado em 1 dia!

Estágios Finais de Estrelas de Alta Massa

• No caroço de ferro não há mais produção de energia, a contração gravitacional acelera e a temperatura aumenta....

• Quando a temperatura alcança ≈ 10 bilhões de graus o ferro é foto-desintegrado:– o ferro é literalmente atomizado em prótons e nêutrons.

• A foto-desintegração é um processo que consome energia. Há ainda menos energia para equilibrar a estrela, o que acarreta em um colapso mais acelerado.

• Agora o núcleo consiste de elétrons, prótons, nêutrons e fótons a densidades muito altas e ainda colapsando.

• Conforme a densidade aumenta ocorre a produção de neutrons da seguinte forma : prótons + elétrons → nêutrons + neutrinos

• A região central da estrela colapsa em menos de 1 segundo!

Energia de Ligação...energia necessária para separar um núcleo em seus prótons e neutrons

• Diferença entre energia de ligação de dois átomos é liberada numa fusão nuclear... Mais detalhes veja http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node12.htm

Energia de Ligação

• Diferença entre energia de ligação de dois átomos é liberada numa fusão nuclear...• Mas só até o ferro! Depois a fusão necessita de energia.

– ou seja, a fissão nuclear passa a liberar energia.

Estágios Finais de Estrelas de Alta Massa

Nesse ponto os nêutrons passam a ser comprimidos entre si, causando agora um estado de degenerescência de nêutrons. Neste estado de densidade muito alta, a pressão aumenta rapidamente até o ponto em que ela passa a independer da temperatura do gás. Neste ponto, o gás passa a agir quase como um sólido....

A pressão causada pelos nêutrons degenerados é capaz de reduzir o colapso gravitacional do núcleo estelar. A densidade pode chegar a níveis muito altos (~10 18 kg . m-3) antes que o núcleo estelar possa voltar a expandir e o equilíbrio não é alcançado.

• Da mesma forma que uma 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 toda matéria para o meio interestelar.

Explosão de Supernova

Supernovas• A supernova formada pelo colapso do caroço é chamada de Tipo II.

• Sua energia é comparável à luminosidade de todas as estrelas de uma galáxia:– alcança magnitude absoluta ~ –18. (A magnitude aparente da Lua é -12,7).

nebulosa do carangueijo=> resto de Supernova

“Vassoura da Bruxa”,NGC 6960

Cassiopéia A

Supernova 1987A

Supernova 1987A

• A última supernova visível a olho nu foi em 1987, uma estrela que explodiu na Grande Nuvem de Magalhães (uma vizinha da Via Láctea, a 45 kpc).

• A estrela progenitora era uma gigante azul de 25 vezes a massa do Sol.

imagem do HST de 1994

Supernova• Nebulosa do Caranguejo (constelação de Touro), a 2000 pc.

• Resto da supernova que foi observada a olho nu em 1054.

raios-X visível

Supernova• Supernova em outra galáxia (note seu brilho em comparação com o resto da galáxia).• Como são muito brilhantes, podemos observá-las de longe.

estas são estrelas da nossa própria galáxia

esta é a supernova

Estágios Finais de Estrelas de Alta Massa

• De supergigante vermelha até supernova.

De Gigante Vermelha até Estrela de Nêutrons

• gigantevermelha

• colapso do caroço;Supernova tipo II

• estrela de nêutrons + resto de supernova

Estrelas de Nêutrons

Se a massa for maior do que 1,4 M☉, então temos a formação de uma estrela de nêutrons:

elétrons + próton –> nêutron + neutrino

• Este limite é chamado de “limite de Chandrasekhar”– Subrahmanyan Chandrasekhar, Prêmio Nobel 1983.

• Tem um pouco mais que a massa do Sol em um diâmetro de ~20 km!– (as anãs brancas tem o tamanho da Terra).

Estrelas de Nêutrons

• Uma estrela de nêutrons comparada com a região metropolitana da Grande São Paulo.

• Lembrando que esta estrela tem ~1,4 massas solares.

• Soltando um corpo a 1 metro de altura da superfície de uma estrela de nêutrons:– este corpo chegaria na

superfície com 1750 km/s em 0,001 milisegundos.

– 10 kg chegaria na superfície com energia de 4 quiloton.

Pulsar

• Estrela de nêutrons onde o eixo de rotação não coincide com o eixo do campo magnético.– partículas e radiação são emitidos na direção dos pólos magnéticos do pulsar.

• O sinal é periódico eextremamente regular.

• Descobertos em 1967 por Jocelyn Bell.

– por certo tempo, acreditou-se que era umsinal de ETs...

“som” do pulsar Vela, resto de uma supernova de 10 mil anos, que gira 11 vezes por segundo:

"Ora (direis) ouvir estrelas! CertoPerdeste o senso"! E eu vos direi, no entanto,Que, para ouvi-las, muita vez despertoE abro as janelas, pálido de espanto..."

Olavo Bilac

http://www.jb.man.ac.uk/~pulsar/Education/Sounds/sounds.html

PulsarO pulso de um pulsar dura entre alguns segundos até alguns milisegundos (giram muito

rapidamente).

• Vemos o pulsar porque o feixe de radiação passa por nós.

• O pulso é observado em rádio, mas a estrela de nêutrons emite (pouco) no visível.

Pulsar

• E alguns estão associados a restos de supernovas.

Estágios Finais de Evolução Estelar...como estrelas de alta e baixa massa terminam suas vidas...

Em síntese, temos a seguinte situação: → Uma estrela de baixa massa se transforma em Nebulosa Planetária durante sua

evolução. Esta estrela perde parte de sua massa devido a perda do envelope. Se a estrela restante tiver massa ~1,4 MᏫ a estrela vai evoluir para: - Anã Branca: que fica em equilíbrio devido a pressão dos elétrons degenerados

→ Uma estrela de alta massa se transforma em Supernova de tipo II. Se após a explosão sobrar uma estrela com massa entre ~1,4 MᏫ < M < ~ 3MᏫ a estrela evolui para:

- Estrela de nêutrons: fica em equilíbrio devido a pressão dos nêutrons degenerados.

--> Se o resto da estrela tiver mais que ~3 MᏫ: Não haverá equilíbrio, nada segura o peso do resto da estrela, e a gravidade “vence” a pressão, desestabilizando o equilíbrio. A densidade será imensa e ela evolui para:

BURACO NEGRO

Buraco Negro

• Já havia sido imaginado por Laplace no final do séc. XVIII:

Conceitualmente: um corpo com gravidade tão elevada que mesmo a luz não pode escapar.

• Mas a teoria de buracos negros só pôde ser desenvolvida satisfatoriamente após a teoria da relatividade geral de Albert Einstein de 1915.

• Schwarzschild (1916) descobre a primeira descrição relativística de um buraco negro.

Buraco Negro

• Visão relativística de um Buraco Negro:

deformação do espaço-tempo, de onde nem a luz pode escapar

analogia em 2 dimensões da deformação do espaço

massa e energia deformam o espaço-tempo → espaço-tempo determina as trajetórias

Buraco Negro Outra visão relativística de um Buraco Negro, possivelmente a melhor definição: ...singularidade cercada por um horizonte de eventos, de onde nem a luz pode escapar

Existe uma região limite denominada horizonte de eventos, caracterizada pelo Raio de Schwarzschild (RSch), a partir do qual nada consegue escapar, por isto, sem comunicação com o meio externo. Todo corpo que for comprimido a um raio menor do que o do seu horizonte de eventos (RSch) vai colapsar a um ponto no qual a densidade é infinita. Esta condição é definida como sendo uma singularidade.

Analogia em 2 dimensões da deformação do espaço

horizonte deeventos

singularidade

Buraco Negro

G => constante gravitacionalc => velocidade da luz.

• Um buraco negro com a massa...

– da Terra teria 17,7 mm de diâmetro e dens. 1,2x1026 g/cm3

(120 milhões GigaToneladas/mm3)

– do Sol teria 5,9 km de diâmetro e 1,1x1015 g/cm3

– com 3 MᏫ teria 17,7 km de diâmetro e densidade 1,2x1014 g/cm3

(120 mil toneladas/mm3)

raio de Schwarzschild=2G

c2x massa

Raio de Schwarzschild: O tamanho (raio) de um buraco negro é proporcional a sua massa, como mostra a equação abaixo

Buraco Negro• Como nem a luz escapa de um buraco negro (por isso o nome) não podemos observá-lo

diretamente.

• Mas se tem matéria que cai no BN, esta matéria se aquece e emite radiação. Esta radiação pode revelar a presença do BN.

• Além disto, ainteração com ocampo magnéticoprovoca a ejeçãode partículas (jatos).

Nuvemmolecular

Ciclo de uma Estrela Massiva

• Estrelas massivas vêm do meio interestelar e terminam como supernova de tipo II, enriquecendo o meio com novos elementos pesados.

• Existem as SN de tipo Ia que é um fenômeno relacionado a binárias. Veremos no próximo roteiro....

Ciclo de umaestrela massiva

Supergigantevermelha

Supernovatipo II

buraconegro

estrela denêutronsmaterial reciclado

Comparação do Ciclo de Vida de uma Estrela Massiva & Estrela de Baixa Massa

• Estrelas massivas evoluem para Supernovas Tipo II, e acabam em seus estágios finais de vida como Estrelas de Neutrons, se a massa da estrela que restou estiver entre os limites de

~1,4 MᏫ < M < ~ 3MᏫ.

Evoluem para Buracos Negros, se a M ≈ 3MᏫ

Ao explodirem ejetam o material pesado para o MIS, material este produzido durante todas as fases de evolução anteriores enriquecendo o meio com novos elementos pesados

Estrelas de baixa massa evoluem para Nebulosas

Planetárias e Anãs Brancas

Ver mais detalhes sobre as condições de equilíbrio em cada caso no slide 29...

Supergigantevermelha

Supernovatipo II

buraconegro

Estrela Nêutrons

Material RecicladoResíduo da explosão da SNNuvem Molecular

Síntese da Evolução Estelarpara estrelas de pequena e grande massa

Composição Química das Estrelas de Pequena e Grande Massa

Uma pequena observação a respeito de como estrelas muito luminosas influenciam e criam “objetos” no MIS

Regiões HII• As jovens estrelas tipo O e B emitem muita radiação ultravioleta.

– espectro de corpo negro, com temperatura > 10.000K.

• Ionizam o hidrogênio que está nas proximidades e....

Criam as chamadas regiões HII

Nomenclatura Espectroscópica

hidrogênio neutro -> HIhidrogênio 1 vez ionizado -> HII

hélio neutro -> HeIhélio 1 vez ionizado -> HeIIhélio 2 vezes ionizado -> HeIII

Fe que perdeu 13 elétrons -> FeXIV

Regiões HII

• Regiões HII na galáxia M51

espectro típico de uma região HII

Formação de Estrelas nas Espirais

• Nas galáxias espirais, há compressão das nuvens de gás nos braços.

• Induz à formação estelar.

• Outras formas de induzir formação estelar:

– Explosão de Supernovas;– Colisão de galáxias.

Referência Pulsar

http://www.jb.man.ac.uk/~pulsar/Education/Sounds/sounds.html

O que os Cálculos de Modelos consideram ?

Além do equilíbrio hidrostático, os modelos estelares utilizam várias correlações que descrevem processos físicos que ocorrem no centro das estrelas como o fato de a temperatura, densidade e pressão, todos, estarem dramaticamente aumentando em direção ao centro da estrela...

A composição química de todas as estrelas (baixa e alta massa) é similar, com o H sendo o mais abundante, seguido pelo He, sendo que os outros elementos contribuem com pequena fração do total.

A composição do caroço da estrela muda com o tempo como consequência das reações nucleares.

As reações de transformação de H -> He ocorrem em estrelas de alta e baixa massa, porém as reações que produzem os elementos mais pesados depende da massa da estrela:

- Estrelas de baixa massa produzem He as custas do domínio de reações da “Cadeia

proton-proton” - Estrelas de alta massa produzem He via reações do “Ciclo CNO”

Cálculos de Modelos...

O transporte de energia gerada no centro da estrela depende fundamentalmente da variação da temperatura do centro para as camadas mais externas. Em locais onde T muda rapidamente, o transporte convectivo domina.

Para estrelas que se posicionam na porção inferior da SP, incluindo o Sol, o transporte radiativo domina

Para estrelas que se posicionam na porção superior da SP, o transporte convectivo ocorre no caroço da estrela, enquanto que nas camadas externas da estrela o mecanismo dominate será o transporte radiativo.