Estrelas de Alta Massa - Observatório Nacional

Evolução Estelar
Marcelo Borges Fernandes
Escola de Inverno do Observatório Nacional
2011
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
Características básicas:
-Objetos com um tempo de vida relativamente curto:
~ 108 - 106 anos
τms = 1 x 1010 (Ms / M)-2 anos
- São quentes: Teff ≥ 15000K (estrelas O e B)
- São luminosos: L ~ 104 – 106 L
- Fração de objetos em relação ao número total = 107
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;
A interação dos ventos com o meio
interestelar forma uma frente de choque
que pode aquecer o gás em até 106 K
. 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;
Apesar de pouco numerosas, essas estrelas têm um
papel fundamental na evolução química da Galáxia:
. Essas estrelas são muito brilhantes e por isso
são
usadas
para
se
medir
distâncias
extragalácticas. As SN têm papel importante em
cosmologia;
. 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...)
SOMOS PÓ DE ESTRELAS!!!
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
Teorema de
Von Zeipel
F é proporcional a geff
Fpolos > Fequador
Teff polos > Teff
equador
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
60 M
Fase Pré-sequência
Principal
Não se sabe
muito
Quando a estrela
se torna visível já
está na sequência
principal
Sequência Principal
60 M
A-C
A-C: fase de queima do H no núcleo
via ciclo CNO
3.7 x 106 anos
-Convecção aumenta abundância de
He e N
-Alta taxa de perda
de massa:
7 x 10-6 M / ano
(no fim da SP)
+ de 10 M
Sequência Principal
60 M
B-C
B-C: material processado chega a
superfície
por
convec-ção:
-aumenta abundância de He e N
Estrela ON
60 M
C:
-queima do H termina no núcleo
- núcleo se contrai
- começa queima de
H em uma camada
acima do núcleo
- expansão da envoltória, 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
Fase de LBV
LBV = Variáveis Azuis Luminosas = Geysers
Astrofísicos
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.
Tipos de Erupções
Gigantes: - Diminuição de 3 ou + magnitudes em MV
- Provável aumento de LBOL
Médias:
- Frequência de centenas ou milhares de anos
- Diminuição de 1 ou 2 magnitudes em MV
- LBOL ~ constante
BC varia
- Frequência de 10 - 40 anos
Pequenas: - 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 anos
Valor médio
paradea1 ou
perda
de massa:
Médias:
- Diminuição
2 magnitudes
em MV
- LBOL
5 ~xconstante
10-4 M
/ anoBC
varia
- Frequência de 10 - 40 anos
Pequenas:
oscilações de 0.5
magnitudes
MV
5 M- ejetadas
em
10000emanos
- Frequência de meses a anos
Microvariações: - Oscilações de 0.1 magnitudes em MV
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
60 M
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
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
60 M
G:
- perda de massa
muito alta durante
a fase de WR
- perda de camadas
externas e material
rico em C aparece
na superfície
Wolf-Rayet
WC
60 M
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
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
SN1987A
Depois
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 ) km
Raio 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
Métodos
indiretos
Emissão de
raio-X
Cygnus X-1: visão artística
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
C + 1H
12
N+γ
13
13
N
13
C + 1H
14
N + 1H
15
14
13
C + β+ + ν
N+γ
O+γ
15
O
15
N + β+ + ν
15
N + 1H
12
C + 4He
Ciclo p-p: estrelas de baixa
massa
Ciclo CNO: estrelas de alta massa
Outras reações
Triplo α: 3 4He
C
T ≥ 100.000.000 K
12
C + 4He
16
16
O + 4He
20
20
Ne + 4He
24
16
O + 16O
32
28
Si + 28Si
56
12
O+γ
Ne + γ
Mg + γ
S+γ
Fe + γ
T ≈ 3.000.000.000 K
etc...
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
periódica (reações endotérmicas)
da
tabela
Processo s e r (depende do fluxo de nêutrons)
Muito obrigado pela sua atenção!
[email protected]
“Starry Night” de Van Gogh