Curso de Ventos Estelares

Curso de Ventos Estelares
Marcelo Borges Fernandes
Evolução de Estrelas de Baixa
Massa
Estrelas com 0.08 ≤ M (M ) ≤ 2
Grande Importância Astrofísica – necessário
entender a estrutura e evolução destas
estrelas:
- A maior parte das estrelas no Universo são
de baixa massa
- A luz integrada em sistemas velhos como
galáxias elípticas e componentes esferoidais
de galáxias espirais é dominada por estrelas
de baixa massa
- Aglomerados globulares (objetos mais
velhos conhecidos – idade do Universo) são
quase que exclusivamente formados por
estrelas de baixa massa
- Modelos de evolução de estrelas de baixa
massa têm sido usados para testar a
existência de partículas físicas
Grande Importância Astrofísica – necessário
entender a estrutura e evolução destas
estrelas:
- Grande importância para entender a
origem e a evolução da VIDA, pois o SOL é
uma estrela de baixa massa
Evolução de Estrelas de Baixa
Massa
Fase de sequência principal
Fases pós-sequência principal
. T e L aumentam lentamente
(estrela
se
move
vagarosamente – escala de
tempo nuclear)
. Ciclo pp (ciclo CNO
estrelas de alta massa)
em
. Perda de massa desprezível
. No caso do Sol:
Sequência
Principal
τms = 1 x 10 (Ms / M )
anos
10
tSP = 4.57 x 109 anos
-2
Na ZAMS: 87% R
97% T
68% L
Catelan (2007)
Ponto de
Turn-off
Catelan (2007)
. Exaustão do H no centro
da estrela – fim da SP
. Evolução começa a ser
mais dramática
. H passa a queimar em
uma camada acima do
núcleo inerte de He, que é
isotérmico e cresce com o
He depositado
Fase de
Subgigante
109 anos
Evolução para direita
. O núcleo não pode crescer
indefinidamente. Existe um
limite de massa para ele
continuar
isotérmico
e
manter as camadas que o
envolvem:
massa
de
Schönberg-Chandrasehkar: 10% da massa total
. Acima disso, o
colapsa e T cresce
Catelan (2007)
núcleo
. Energia da camada: parte
emitida e parte é usada
para expandir as camadas
externas (Teff diminui)
.
Esfriamento,
leva
a
formação de uma envoltória
convectiva
Base do
RGB
. Contração do núcleo leva
a
degenerescência
eletrônica
. Núcleo inerte de He
parcialmente degenerado +
camada
que
queima
H
(cada vez mais fina) +
envoltória convectiva
Catelan (2007)
Ramo das
Gigantes
Vermelhas
PERDA DE MASSA PASSA A SER
IMPORTANTE
Catelan (2007)
Ramo das
Gigantes
Vermelhas
.
Envoltória
convectiva
alcança o seu máximo de
penetração – dragagem do
material processa-do (He e
N) - 1O dredge-up
. 109 anos: desde o TO até
1DUP
. Fase de RGB: 108 anos
Catelan (2007)
Ramo das
Gigantes
Vermelhas
. A camada de queima avança
para o exterior, com contínuo
aumento da massa do núcleo
de He
. RGB bump
. dM/dt = 10-10 – 10-9 M /ano
Catelan (2007)
. Topo ou final do RGB
Ramo das
Gigantes
Vermelhas
. Núcleo continua
contrair e se aquecer
a
. Grande perda de energia
por neutrinos – emissão
maior onde a matéria é mais
densa
–
inversão
da
temperatura
. T ~ 108 K (OK para triplo
. núcleo degenerado:
FLASH DO He
Catelan (2007)
se
α)
. Do topo do RGB até a
ZAHB: ~ 106 – 107 anos
Ramo
Horizontal
. 5% do He consumido
antes
. HB: fase de queima de
He no núcleo e do H em
uma camada
. L ~ cte (independente
da massa)
. 108 anos
. Dependendo da perda
de massa durante a fase
de RGB: ZAHB com T
diferentes
Catelan (2007)
Ramo
Horizontal
. Dependendo da perda
de massa durante a fase
de RGB: ZAHB com T
diferentes
se
perdem
pouca
massa: parte vermelha
do HB
se
perdem
mais
massa: parte mais azul
do
HB
(estrelas
extremas-HB ou subanãs azuis sdB)
perda
de
massa
intermediária: RR Lyrae
(faixa de instabilidade)
Catelan (2007)
Atenção:
estrelas
da
parte
mais
azul
e
vermelha, podem cruzar
essa
faixa
de
Ramo
Assintótico das
Gigantes
. He é exaurido
núcleo da estrela
no
. Núcleo inerte de C-O +
camada com queima de
He
+
camada
com
queima H
(camadas cada vez mais
finas)
. 2o dredge-up (M > 4
M):
aumento
da
abundância de 4He e 14N
e diminuição de 12C e 16O
. Camadas de queima se
alternam:
pulsos
térmicos
Catelan (2007)
Ramo
Assintótico das
Gigantes
. E-AGB: não alcançam a
fase de pulsos – queima da
camada de He (H pouco
eficiente) – 1-15 x 106 anos
.
TP-AGB:
passam
por
pulsos – loops no DHR –
milhares de anos
.
TP-AGB:
terceira
dragagem (M > 3 M) –
material rico em C e do
processo s é levado para a
superfície
. AGB: 107 anos
. Evolução passa a ser
dominada pela perda de
massa (10-5 M/ano) - vento
com 10 km/s
Catelan (2007)
Ramo
Assintótico das
Gigantes
. Aumento da perda de
massa:
expansão
das
camadas
externas
–
formação de moléculas e
poeira (maior fonte de
poeira)
. 3 tipos de AGB:
C: ricas em C fruto do 3o
DUP (poeira rica em C)
M: estrelas ricas em O
(poeira rica em O)
S: abundâncias de O e C
são
aproximadamente
iguais (não deve haver
poeira, só CO)
Catelan (2007)
. Alta perda de massa:
obscurecida no visível, mas
visível
por
masers
–
Ramo
Assintótico das
Gigantes
. Observacionalmente:
 2000 ≤ L / L ≤ 55000
 -3.6 ≤ Mbol ≤ -7.1
. A massa da envoltória
convectiva decresce por dois
motivos:
Ex: MZAMS = 3 M
Mfim AGB = 0.64 M
Catelan (2007)
Camadas de queima retiram
massa da envoltória que é
adicionada ao núcleo
Perda de massa retira as
partes externas da envoltória
. Continua a queima em
camadas
Pós-AGB
. Contração do núcleo:
T aumenta, R diminui, L cte
. 104 anos (esquerda no DHR):
Teff = 3000K  30000K
Taxa de PM ~ 10-9 – 10-7 M/ano
. Vento rápido criado ~ 1000
km/s
fase de super vento
Catelan (2007)
. Observacionalmente:
Pós-AGB
evidências
da
envoltória
AGB: grande excesso no IV,
devido a poeira e emissão do
CO, e masers em rádio
material
circunstelar
separado da fotosfera
Tipo espectral: B – G
Classe de luminosidade: I
Pouca
fotométrica
variabilidade
linhas de recombinação do H
Catelan (2007)
Da interação entre o vento
rápido da pós-AGB e o lento
da fase AGB será formada
uma:
Nebulosa Planetária
Catelan (2007)
Nebulosas Planetárias
Espectroscopicamente:
Linhas de recombinação do H e He
 linhas proibidas (excitadas colisionalmente)
 emissão térmica free-free (bremsstrahlung) em
rádio
 emissão da poeira fria no IV
 emissão do PAH
Parâmetros Físicos: R* < 2.5 pc
Menvoltória ~ 0.005 - 3 M
vexpansão ~ 10 - 500 km/s
Tcentral ~ 20000 – 250000 K
Nebulosas Planetárias
Espectroscopicamente:
Linhas de recombinação do H e He
 linhas proibidas (excitadas colisionalmente)
 emissão térmica free-free (bremsstrahlung) em
rádio
 emissão da poeira fria no IV
 emissão do PAH
Parâmetros Físicos: R* < 2.5 pc
Menvoltória ~ 0.005 - 3 M
~ 10 –- 3000
500 km/s
Tempo de vida ~ 104vexpansão
– 105 anos
objetos
identificados
Tcentral ~ 20000 – 250000 K
Depois da fase de nebulosa planetária  anã
branca
ATENÇÃO: As estrelas podem chegar a fase de anã
branca por outras trilhas evolutivas:
1- diretamente depois do RGB, pulando o HB e AGB, caso
a perda de massa seja tão extrema na RGB que o núcleo
de He não consegue crescer e aquecer para ocorrer a sua
queima: anã branca de He e não de C-O
2- diretamente após o HB pulando a fase de AGB, caso
chegue ao ZAHB com muito alta temperatura: AGB
manqué
3- diretamente da fase de E-AGB, antes da fase dos
pulsos térmicos: rota post-E-AGB
4- estrelas de mais baixa massa podem ter suas
envoltórias dispersas, antes do vento rápido ser emitido
e as de mais alta massa atingem rapidamente altas
temperaturas, enquanto o material é opaco, absorvendo
AB com núcleo de
C-O