Aula 10 Sobre a Seqüência Principal e Depois

Aula 10
Sobre a Seqüência Principal
e Depois
Baseado no livro Universe, Roger A. Freedman • Robert M. Gellar • William J.
Kaufmann III, Oitava edição, W.H. Freeman,and Company, New York!
As estrelas vermelhas nesta imagem do aglomerado aberto
NGC 290 são Gigantes Vermelhas, um estágio avançado na
evolução estelar (ESA/NASA/Edward W. Olszewski, U. of
Arizona).
Variações na composição química do Sol
!
Estes gráficos mostram o percentual de massa de (a) Hidrogênio e (b) Hélio em diferentes regiões dentro do Sol.
Nos últimos 4.56 x 109 anos o Sol vem transformando Hidrogênio em Hélio em seu núcleo. O núcleo contraiu ligeiramente
e a luminosidade do Sol cresceu cerca de 40%. Estas variações no núcleo fizeram com que as camadas externas
expandissem por 6% e a temperatura superficial cresceu de 5500 K para 5800 K.
Uma Anã Vermelha Completamente Convectiva
Em uma anã vermelha, uma estrela da seqüência principal com
massa da ordem de 0.4 M⊙, O He gerado no núcleo por reação
termonuclear é carregado para as camadas mais externas por
convecção. Convecção também traz H das camadas externas para o
núcleo. Este processo continua até que a estrela inteira seja composta
de He.
O tempo de Vida na Seqüência Principal foi estimado através da relação t
∝ 1/M
2.5
(a)O Sol hoje e como uma Gigante Vermelha
!
(b) Gigantes Vermelhas no aglomerado M50
Gigantes Vermelhas
(a) O Sol atualmente produz energia em um núcleo de 100000 km de diâmetro, queimando H. Daqui a cerca de 7.6
bilhões de anos quando o Sol tornar-se uma Gigante Vermelha sua fonte de energia será uma camada de 30000 km de
diâmetro dentro da qual a fusão do H acontecerá a uma alta taxa. A luminosidade do Sol será 2000 vezes maior do que
hoje e este aumento na luminosidade fará as camadas mais externas expandirem-se a aproximadamente 100 vezes o
atual tamanho. (b) Esta imagem composta de óptico e infravermelho mostra estrelas Gigantes Vermelhas brilhantes no
aglomerado aberto M50 (T. Credner and S. Kohle, Calar Alto Observatory).
Estrela HD 148937
Este material foi ejectado da
estrela HD 148937 no
passado, e está ainda
espalhando para fora da
estrela.
Perda de Massa de uma Estrela
Na medida que as estrelas envelhecem e tornam-se estrelas gigantes, elas expandem
significativamente e espalha matéria no meio interestelar. Esta estrela está perdendo massa a uma
alta taxa. Além disso, outros episódios de ejeção de matéria aconteceram no passado. Estas
nuvens em torno da estrela absorvem radiação ultravioleta da estrela, a qual excita os átomos das
nuvens explicando o brilho observado. A cor vermelha característica das nuvens revela a presença
do Hidrogênio que foi ejetado das camadas mais externas da estrela (em particular a linha de H𝛂 6563 Å).
Estágios na Evolução de uma Estrela com M > 0.4 M⊙
(a) Durante o tempo de vida da estrela na seqüência principal, H é convertido em He no núcleo da estrela.
(b) Quando o H do núcleo acaba, a fusão do H continua em uma camada mais externa, e a estrela expande
tornando-se uma Gigante Vermelha. (c) Quando a temperatura no núcleo da Gigante torna-se suficientemente alta,
por causa da contração, a fusão do He no núcleo tem início. A estrela é cerca de 100 vezes maior em sua fase
Gigante Vermelha do que em sua fase seqüência principal, contraindo um pouco quando a fusão do He no núcleo
começa. Estas três imagens não estão em escala.
Estrelas com massa menor do que 0.4 M⊙ não tornam-se Gigantes Vermelhas. 85% das estrelas na nossa Galáxia
são estrelas anãs vermelhas.
O “Flash” do He
O “Flash” do He ocorre devido a condições não-usuais que se desenvolvem no núcleo de uma estrela de baixa massa quando a
mesma se transforma numa Gigante Vermelha. Para entender como estas condições acontecem é importante lembrar o
comportamento de um gás ordinário. Quando um gás é comprimido ele torna-se mais denso e mais quente. Para um gás ideal
temos uma relação entre a pressão, temperatura e densidade. A pressão exercida por um gás ideal é diretamente proporcional a
densidade e a temperatura do gás. Muitos gases reais comportam-se como um gás ideal sobre um amplo domínio de
temperatura e densidade. Em muitas circunstâncias, os gases no interior de uma estrela comportam-se como um gás ideal. Se o gás expande, a
temperatura diminui, e se é comprimido ele aquece. Este comportamento funciona como uma válvula de segurança garantindo
que a estrela permaneça em equilíbrio termodinâmico. Por exemplo, se a taxa de reação termonuclear no núcleo da estrela
aumenta, a energia adicional libera calor e expande o núcleo. Isto esfria o gás do núcleo diminuindo a taxa de reação
termonuclear que volta ao valore original. Por outro lado, se a taxa de reação termonuclear diminui, a temperatura do núcleo
diminui e é comprimido pela pressão das camadas mais externas. Esta compressão do núcleo fará a temperatura aumentar e
consequentemente a reação termonuclear volta a operar no núcleo.
Numa Gigante Vermelha com massa entre 0.4 M⊙ e 2-3 M⊙, o núcleo comporta-se de uma maneira diferente de um gás ideal. O
núcleo deve ser comprimido tremendamente para tornar-se quente o suficiente para que a fusão do He inicie-se. Em condições
de extrema pressão e temperatura os átomos estão completamente ionizados, ou seja o núcleo da estrela consiste de núcleos
atômicos e elétrons livres. Eventualmente, estes elétrons livres estarão tão fortemente empacotados que o limite de compressão é
alcançado, como previsto pelo princípio de exclusão de Pauli (dois elétrons não podem simultaneamente ocupar o mesmo estado
quântico). Uma vez que os elétrons não podem ser mais comprimidos eles produzem um estado que não permite o núcleo
contrair ainda mais. Este fenômeno, no qual as partículas resistem a compressão como conseqüência do principio de exclusão de
Pauli é chamado degenerescência. Ou seja, os elétrons em um núcleo de uma estrela de baixa massa, rico em He, são
degenerados. A pressão de degenerescência, ao contrário de um gás ideal, não depende da temperatura.
Quando a temperatura no núcleo de uma Gigante Vermelha de baixa massa alcança o valor necessário para início do processo
triplo-𝛂, energia começa a ser liberada. O He aquece, o que faz com que o triplo-𝛂 aconteça mais rápido. Contudo, a pressão
fornecida pelos elétrons degenerados é independente da temperatura. Sem a válvula de segurança contra o crescimento da
pressão, o núcleo da estrela não pode expandir e resfriar. Este aumento de temperatura promove a queima do He a uma taxa
cada vez maior, produzindo o “Flash do He”.
O termo “Flash do He” dá a impressão de que a estrela emite um “Flash” de luz. Durante o breve intervalo de tempo que ocorre
o “Flash” (poucos segundos) o núcleo queimando He é cerca de 1011 vezes mais luminoso do que o Sol atualmente, comparável a
luminosidade total de todas as estrelas da Galáxia. Na verdade, o “Flash” não tem conseqüência visível imediata por duas
razões: 1) grande parte da energia liberada no “Flash do He” é usada no aquecimento do núcleo terminando com o estado
degenerado dos elétrons; 2) a energia que escapa do núcleo é grandemente absorvida pelas camadas externas da estrela, as
quais são bem opacas. Portanto, o drama explosivo do “Flash do He” acontece onde não pode ser visto diretamente.
1 - No núcleo rico em 4He de uma Gigante Vermelha,
temperatura e pressão tornam-se altas o suficiente para que
os átomos de He colidam e dêem início ao processo de fusão.
2 - A fusão de dois átomos de 4He
produz um núcleo de 8Be com 4
prótons e 5 neutrons. O núcleo de
8Be é instável: ele desintegra
deixando dois núcleos de 4He
novamente, com uma meia vida
de 7 x 10-17 s.
3 - Contudo, se um terceiro
núcleo de 4He colide com o
8Be durante sua breve
existência, o resultado é um
núcleo estável de 12C com 6
prótons e 6 neutrons.
5 - Alguns núcleos de 12C
colidem com núcleos de
4He para formar núcleos
estáveis de 16O com 8
prótons e 8 neutrons.
4 - Esta reação nuclear libera
um fóton de raio-gama(𝛾). A
energia do fóton é o que
mantém o calor interno da
Gigante Vermelha.
6 - Esta reação também libera
fótons de raio-gama cuja
energia ajuda a manter o
aquecimento interno da Gigante
vermelha.
Estágios na Evolução do Sol
Este diagrama mostra como a luminosidade do Sol varia ao longo do tempo. O Sol começou como uma proto-estrela
cuja luminosidade decresce rapidamente na medida que a proto-estrela contrai. Uma vez estabelecida como um
estrela da seqüência principal com o núcleo produzindo He, a luminosidade do Sol aumenta lentamente sobre bilhões
de anos. A evolução pós-seqüência principal é muito mais rápida, assim uma escala de tempo diferente é usada na
parte direita do gráfico (Adaptado de Mark A. Garlick, baseado em cálculos realizados por I.-Juliana Sackmann e
Kathleen E. Kramer).
Estrelas alcançam
esta linha tracejada
quando a fusão de H
no núcleo termina.
Diagramas H-R da Evolução Estelar sobre e depois da Seqüência Principal
As duas estrelas de mais baixa massa aqui (1M⊙ e 2M⊙) experimentam o “Flash do He” em seus núcleos como mostrado
pelos asteriscos.
(a) Nas estrelas de alta massa, a queima do He no núcleo é mais gradual, onde o caminho evolutivo apresenta uma rápida
curva para baixo no região das Gigantes Vermelhas na parte direita do diagrama H-R.
(b) Dados do satélite Hipparcos foram usados para gerar este diagrama H-R. A espessura da seqüência principal é devido
em grande parte à evolução das estrelas durante seus tempos de vida na seqüência principal.
!
H-R - Hertzsprung Russell,
A Evolução de um Aglomerado Teórico
A Evolução de um Aglomerado Teórico
A Evolução de um Aglomerado Teórico
Aglomerado M35, D =
860 pc, t = 150
milhões de anos.
Aglomerado NGC 2158, D
= 5200 pc, t = 1.05 bilhões
de anos.
Dois Aglomerados abertos
Os dois aglomerados estão mais ou menos na mesma direção na constelação de Gêmeos. M35 está mais próximo é tem
um certo número de estrelas de seqüência principal de alta luminosidade e azuis, com uma temperatura superficial de
10000 K, além de umas poucas estrelas Gigantes Vermelhas. Seu diagrama H-R se assemelha àquele do painel (g) da
figura anterior e sua idade é cerca de 150 milhões de anos. O aglomerado mais distante não possui estrelas azuis de
seqüência principal; no passado todas estas estrelas massivas evoluíram através da seqüência principal e tornaram-se
Gigantes Vermelhas. O diagrama H-R deste aglomerado se assemelha a algo intermediário entre os painéis (g) e (h) da
figura anterior e sua idade é estimada em 1.05 bilhões de anos.
Um Aglomerado Globular
Este aglomerado, M10, contem poucas centenas de milhares de estrelas dentro de um diâmetro de somente 20 pc. Está a
uma distância de 5000 pc da Terra. Muitas destas estrelas são ou Gigantes Vermelhas ou estrelas azuis do ramo
horizontal, com fusão do He no núcleo e fusão do H nas camadas mais externas.
!Uma vez iniciada a queima do hélio no centro da estrela, a estrela apresenta duas fontes de energia: fusão de H em He em
uma camada mais externa e fusão do He em C na região central. Nesta camada mais externa se existe uma quantidade
substancial de C, este começa a se combinar com o He para formar núcleos de O. A produção de energia por dois
processos aumenta a temperatura superficial da estrela e ela passa por um estágio no diagrama H-R denominado ramo
horizontal.
!À medida que evoluem, estrelas do ramo horizontal atravessam uma faixa de instabilidade. Por um período relativamente
curto, portanto, as estrelas de alta massa se tornam variáveis Cefeidas e as de menor massa se tornam variáveis do tipo
RR Lyrae.
Um Diagrama Cor-Magnitude de um Aglomerado Globular M55
Cada ponto neste diagrama representa a magnitude aparente no filtro V e a temperatura superficial de uma estrela do
aglomerado. Como todas as estrelas estão a aproximadamente a mesma distância (6000 pc da Terra), as magnitudes
aparentes são uma medida da luminosidade. Note que a parte superior da seqüência principal está ausente.
Um Diagrama H-R Para Aglomerados Abertos de Estrelas
As faixas pretas indicam onde as estrelas dos vários aglomerados estão no diagrama H-R. A idade de uma aglomerado
pode ser estimada a partir da localização do ponto onde as estrelas mais massivas do aglomerado estão deixando a
seqüência principal. Estas idades estão indicadas na figura. Por exemplo, as Plêiades tem uma idade de 108 anos.
O espectro desta estrela de População II mostra linhas de
absorção do Hidrogênio (H𝛾 e Hδ) e somente linhas
metálicas muito fracas… tal estrela é pobre em metais.
4102 Å
4340 Å
O espectro desta estrela de População I tem
linhas metálicas em absorção intensas… tal
estrela é rica em metais.
Estrelas Variáveis no Diagrama H-R
Estrelas variáveis pulsantes são encontradas na parte superior direita do diagrama H-R. Variáveis de longo período são
Gigantes Vermelhas frias que pulsam lentamente, variando seu brilho de uma maneira semi-regular sobre meses ou anos.
Cefeidas e RR Lyrae são localizadas na faixa de instabilidade, que fica entre a seqüência principal e a região das Gigantes
Vermelhas. Uma estrela que passa através desta faixa ao longo de sua evolução torna-se instável e pulsante.
Uma Estrela Pulsante - Cefeida
(a) Na medida que uma Cefeida pulsa, o brilho aumenta rapidamente e diminui mais lentamente. A variação em brilho
acompanha mais ou menos o mesmo comportamento que as variações em (b) e (c). A estrela ainda está expandindo
quando alcança seu brilho máximo e sua temperatura máxima (compare painel (d) com os painéis (a) e (b)).
Relação Período-Luminosidade para as Cefeidas
Quanto maior a luminosidade média de uma variável Cefeida maior é seu período e mais lenta sua pulsação. Note que
existem na verdade duas relações período-luminosidade - uma para Cefeidas tipo I e outra para Cefeidas de menor brilho,
chamadas Cefeidas tipo II.
Sistema Binários Próximos
As estrelas são consideradas binárias próximas quando ocorre transferência de massa, em alguma fase de sua evolução.
Existem quatro maneiras de preencher o Lóbulo de Roche: 1) crescimento de uma das componentes por evolução; 2)
redução da separação entre as componentes, por emissão de vento magnético ou ondas gravitacionais; 3) aumento de
raio da receptora de massa por rejeição do material acretado ou ignição termonuclear na base da camada acretada; 4)
colisão da binária com outra estrela de um aglomerado denso, que reduza a separação entre as componentes.
Estrela
m e n o r
eclipsa a
maior
Estrela
m a i o r
eclipsa a
menor
Massa flui da maior para a menor, formando
um disco de acresção.
Estrela menor eclipsa a maior
Estrela
m a i o r
eclipsa a
menor
Estrelas de mesmo
tamanho, assim os eclipses
são semelhantes
Três Tipos de Binárias Eclipsantes
(a) Binária Algol. Um eclipse total acontece quando a Gigante Vermelha (maior) bloqueia a luz da estrela menor (mas
mais luminosa estrela da seqüência principal); (b) A curva de luz de uma estrela β Lyrae está no seu mínimo quando a
estrela maior eclipsa completamente a estrela menor. Meio período depois a estrela menor eclipsa a estrela maior; (c) W
Ursa Maior é uma binário cerrada na qual os lóbulos de Roche são preenchidos. O período extremamente curto deste tipo
de par binário indica que as duas estrelas estão muito próximas uma da outra.
Resumo
- O tempo de vida na seqüência principal: a duração de uma estrela na
seqüência principal depende da quantidade disponível de H para ser
consumido no núcleo da estrela e da taxa com que o H é consumido.!
!
- Quanto maior a massa da estrela, menor será o seu tempo de vida na
seqüência principal. O Sol tem sido uma estrela da seqüência principal
por aproximadamente 4.56 bilhões de anos e deve permanecer como
tal por mais 7 bilhões de anos.!
!
- Durante o tempo de vida de uma estrela na seqüência principal ela
expande pouco e aumenta ligeiramente sua luminosidade.!
!
- Se a massa de uma estrela é maior do 0.4 M⊙ somente o H do núcleo
sofre fusão termonuclear durante o tempo de vida da estrela na
seqüência principal. Se a estrela é uma anã vermelha com uma massa
menor do que 0.4 M⊙ ao longo do tempo convecção traz todo o H da
estrela para o núcleo onde então o mesmo sofre a fusão em He.!
!
Tornando-se uma Gigante Vermelha: A fusão do H no núcleo de uma
estrela da seqüência principal com massa maior do que 0.4 M⊙ termina
quando todo o H é convertido em He. Isto deixa a estrela com um
núcleo de He envolvido por H sendo transformado em He. O núcleo
contrai tornando-se mais quente, enquanto o envoltório se expande e
resfria. O resultado é uma estrela Gigante Vermelha.
Resumo
- Quando uma estrela se transforma em Gigante Vermelha ela se move
da região da seqüência principal para a região das Gigantes Vermelhas
no Diagrama H-R. Quanto maior a massa da estrela mais rápido esta
fase ocorre.!
!
- Fusão do Hélio: Quando a temperatura central de uma Gigante
Vermelha alcança 100 milhões K, a fusão do He começa no núcleo.
Este processo denominado triplo-𝛂, converte He em C e O.!
!
- Em uma Gigante Vermelha de maior massa, a fusão do He começa
gradualmente; mas em uma Gigante Vermelha de menor massa,
começa abruptamente num processo chamado “Flash do He”.!
!
- Após o “Flash do He”, uma estrela de baixa massa move rapidamente
da região das Gigantes Vermelhas no Diagrama H-R para o ramo
horizontal.!
!
- Populações Estelares e Aglomerados Estelares: A idade de um
aglomerado estelar pode ser estimada examinando a distribuição de
suas estrelas no Diagrama H-R.!
!
- A idade do aglomerado é a idade das estrelas da seqüência principal
no ponto de saída para o ramo das Gigantes.
Resumo
- Na medida que um aglomerado “envelhece”, a seqüência principal
começa a desaparecer quando as estrelas da região superior esquerda
do Diagrama H-R migram para a região das Gigantes Vermelhas.!
!
- Estrelas de População I, relativamente jovens, são ricas em metal;
enquanto que estrelas de População II, relativamente velhas, são
pobres em metal. Os metais nas estrelas de População I foram
manufaturados por reações termonucleares em uma geração anterior
de População II, posteriormente ejetados no meio interestelar e
incorporados em uma geração de estrelas posterior.!
!
- Estrelas Variáveis Pulsantes: Quando a evolução de uma estrela é tal
que a mesma passa por uma região do Diagrama H-R denominada
faixa de instabilidade, a estrela torna-se instável e começa a pulsar.!
!
- Variáveis Cefeidas são pulsantes de alta massa. Existe uma relação
direta entre seu período e sua luminosidade.!
!
- RR Lyrae são variáveis de baixa massa, pobres em metal e com
períodos curtos de pulsação.
!
- Estrelas variáveis de longo período também pulsam de uma
maneira que é menos compreendida.
Resumo
Sistemas Binários: Transferência de massa em um par binário ocorre
quando uma das estrelas preenche seu lóbulo de Roche. Gás fluindo
de uma estrela para outra atravessa o ponto Lagrangeano. Esta
transferência de massa pode afetar a história evolutiva das estrelas
que compõem o sistema binário.