Evolução Estelar II

Evolução Estelar II
Evolução pós-SP
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Evolução das estrelas pós-SP
Queima de H no núcleo SP
Queima de H na camada externa ramo das
gigantes vermelhas
Flash do He no núcleo (ou não....)
Queima de He no núcleo  ramo horizontal e
“Blue Loop”
Ramo assintótico das gigantes (RAG): RAG
jovens e RAG pulsantes.
Queima de C, O, Mg, Na, Si, S em estrelas
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Depois da exaustão do H...
Definição dos estágios avançados:
função da massa e, em menor grau, da
composição química.
Podemos usar uma nova classificação
para os estados na SPIZ, melhor
caracterizando sua evolução:
alta, intermediária, baixa e baixa “nãoevoluída” SPIZ.
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Depois da exaustão do H...
Casos evolutivos passíveis de estudo (via
comparação com observações) excluem
estrelas da baixa SPIZ “não-evoluída”,
devido ao fato de, dentro do tempo de
Hubble, elas ainda não terem saído da SP.
Podemos definir os tipos restantes em
função de como seus núcleos se comportam.
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Depois da exaustão do H...
Um item importante a ser lembrado, nos
estágios avançados, é que tipo de equação
de estado rege o núcleo, onde as reações
nucleares estão acontecendo.
Tipicamente podemos distinguir os estágios
de grande, intermediária e pequena massa
em função de se, e quando, há o
aparecimento de um núcleo de elétrons
degenerados.
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Depois da exaustão do H...
Mesmo que a massa inicial seja diferente, todas as
estrelas num intervalo entre 0,8 < M/ Msol < 2,3
formam um núcleo de He degenerado. Assim, sua
evolução pós-SP deve ser muito semelhante. Para
9 < M/Msol < ~ 100, o destino provável é uma supernova.
Não é possível definir precisamente os intervalos de
massa nessa fase evolutiva porque, durante os estágios
avançados, pequenas mudanças na composição química,
na física ou nos métodos de cálculos utilizados podem
alterar drasticamente o resultados de modelos com
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massas próximas a estes limites.
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Depois da exaustão do H...
Uma classificação possível é:
M > 9 MSol : o núcleo jamais passará por estágio
degenerado.
M < 9 MSol : após a queima de He, temos um
núcleo de C-O degenerado.
M < 2,3 MSol : após a queima de H, temos um
núcleo de He degenerado.
O que causa essa distinção?
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Evolução
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Evolução
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O Ramo da Gigantes Vermelhas
Todas as estrelas que saem da SP passarão pela
fase de gigantes vermelhas, independente de suas
massa.
Luminosidade mantida pela queima de H na camada
externa ao núcleo.
Contração do núcleo isotérmico, já que não há mais
reações nucleares.
Estrelas de baixa massa saem verticalmente, e
estrelas massivas saem horizontalmente
(trajetória também é função da massa).
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Saída da SP
Fases 1-2: SP.
Fases 2-3: depleção
do H e contração.
Fases 3-6: caminho
para o ramo das
gigantes vermelhas.
As fases 6 a 10
definem épocas de
variabilidade para
estrelas de massa
maior (veremos isso
Núcleo de He
comum às 3 ,
degenerado
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Evolução pós-SP
Estrelas de baixa massa
Núcleo degenerado (violação do limite de
Schenberg-Chandrasekhar).
Envelope de H descrito por uma eq. de
estado de gás perfeito.
Contração do núcleo o aquece, gerando
energia para aquecer o envelope.
Envelope expande-se, (R cresce, T decresce)
e a estrela move-se para a direita do
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Evolução pós-SP
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Homologia na camada externa
ao núcleo
Nessa fase, a luminosidade depende
somente das propriedades do núcleo
(independe da massa do envelope).
Descrição analítica feita usando
relações de homologia.
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Luminosidade do núcleo x
razão de massas
Transição de gás perfeito para
gás degenerado!!!!
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Evolução até o flash do He
Mudança de queima nuclear do centro para a
camada externa.
Núcleo inerte de He, queima de H na casca
externa ao núcleo.
Subida no ramo das gigantes (paralelo a linha
de Hayashi), com correspondente aumento
de luminosidade, devido ao aumento da
quantidade de He.
Convecção no envelope uniformiza a
distribuição química - primeira dragagem.
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Evolução até o flash do He
Pequena discontinuidade no peso molecular
causa uma interrupção no aumento contínuo de
luminosidade (núcleo de He, envelope de H).
Ignição causada pela deposição de matéria
sobre o núcleo degenerado de He inerte.
Um gradiente de temperatura é gerado na
direção do centro; dMc/dt ∝ L e L ∝ Mη.
O processo é auto-alimentado, torna-se
instável quando T ~ 108 K (Mc ~ 0,45 MSol).
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Massa limite
(MSC=0,45 MSol)
Queima de H
na casca
Aumento do
núcleo de He
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O flash do He
Causado pelo aumento de temperatura no
núcleo degenerado.
Pela primeira lei da termodinâmica, W = p.dV = 0, já que não há expansão do núcleo
degenerado.
Potência gerada durante a queima
descontrolada (thermal runaway) é
convertida em energia interna.
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O flash do He
Durante o flash, a energia total produz um
aumento de luminosidade até um máximo de
1011 Lsol (Luminosidade de uma galáxia!!!!!!!)
durante alguns segundos...
Consequência: remoção da degenerescência,
expansão do núcleo e resfriamento interno.
Início do processo 3-α (queima controlada).
A estrela “desce” do ramo das gigantes
vermelhas, indo para o ramo horizontal.
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Instante do flash do He
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Evolução após o flash do He
Fase comportada, com a geração
alimentada pelo ciclo 3-α, consumindo o
He agora não mais degenerado.
Fase não coberta adequadamente pelos
modelos de evolução estelar.
Massa do núcleo após o flash
(independente da massa total): 0,45 MSol.
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Da fase GV para o Ramo Horizontal
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Da fase GV para o Ramo Horizontal
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Da fase GV para o Ramo Horizontal
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Da fase GV para o Ramo Horizontal
Após o flash do He, a estrela realiza fusão do
He no núcleo e fusão do H numa casca em
volta do núcleo.
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Da fase GV para o Ramo Horizontal
Após o flash do He, a estrela realiza fusão do
He no núcleo e fusão do H numa casca em
volta do núcleo.
O núcleo da estrela produz C e O, a
temperatura superficial cresce e a estrela
desloca-se para o ramo horizontal.
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Da fase GV para o Ramo Horizontal
Após o flash do He, a estrela realiza fusão do
He no núcleo e fusão do H numa casca em
volta do núcleo.
O núcleo da estrela produz C e O, a
temperatura superficial cresce e a estrela
desloca-se para o ramo horizontal.
Estrelas com M≥ 1 MSol encolhem e esquentam,
com luminosidade constante, Elas “chegam” no
RH movendo-se no diagrama HR mantendo o 24
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Após o flash
do He
Pode-se entender o
ramo horizontal em
termos de perda de
massa durante o flash
do He (linha sólida) ou
em termos evolutivos
(existiria então um
RHIZ) em que a linha
pontilhada descreve a
mudança de
composição química.
10-5 < XCNO < 10-2, M = 1,25 MSol
XCNO=10-2, 0,6 < M/ MSol < 1,25
Linha de
Hayashi
SP
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O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG)
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O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG)
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O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG)
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O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG)
Após a exaustão do He no núcleo, uma camada com
queima de He desenvolve-se embaixo da camada de
queima de H.
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O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG)
Após a exaustão do He no núcleo, uma camada com
queima de He desenvolve-se embaixo da camada de
queima de H.
A maior parte da energia ainda vem da camada de
queima de H.
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O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG)
Após a exaustão do He no núcleo, uma camada com
queima de He desenvolve-se embaixo da camada de
queima de H.
A maior parte da energia ainda vem da camada de
queima de H.
Entretanto, a camada de H vai depositando o He
produzido na camada inferior. Após algum tempo
acumula-se He suficiente para haver um evento
explosivo ali.
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O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG)
Após a exaustão do He no núcleo, uma camada com
queima de He desenvolve-se embaixo da camada de
queima de H.
A maior parte da energia ainda vem da camada de
queima de H.
Entretanto, a camada de H vai depositando o He
produzido na camada inferior. Após algum tempo
acumula-se He suficiente para haver um evento
explosivo ali.
O envelope da estrela desenvolve um vento que ejeta
as camadas externas no espaço. Neste vento ocorre a
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O ramo assintótico das gigantes
Fase de queima de He no núcleo (~107 anos)
Fase de queima de He na casca (<< 107 anos)
XH=0,699, XHe=0,3
Intervalo de massas do núcleo (Mtotal)
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Faixa das estrelas variáveis
W Virginis, RR Lyrae, Cefeidas
Fase dos pulsos térmicos
Descida para o
ramo
horizontal, após o
flash do He.
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Faixa das estrelas variáveis
W Virginis, RR Lyrae, Cefeidas
Fase dos pulsos térmicos
Pulsos são fenômenos típicos do envelope, não causando
nenhum efeito no núcleo que, neste estágio, constitui-se
de C-O degenerado.
Descida para o
ramo
horizontal, após o
flash do He.
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Modelos em equilíbrio com núcleos de He
MHe = 0,66 Msol define um máximo local
e, consequentemente, uma situação de
instabilidade.
MHe = 0,3 Msol define um mínimo local e
volta à queima estável de He.
A partir desse ponto, há um aumento
monotônico de massa do núcleo até que
q0 = 1 (M=MHe).
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MHe no núcleo
Pontos de inflexão
⇒ queima instável
Pontos de mínimo
⇒ queima estável
SP de He (M=MHe)
SP de H (M=0,9 MH)
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Flash do He, comum a todas as
estrelas no intervalo da figura
Limite de SchenbergChandrasekhar
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Evolução pós-SP
Estrelas de massas intermediárias e
grandes
Após a queima de H, a estrela de massa maior que
2 Msol apresenta as seguintes características:
Núcleo de He homogêneo e isotérmico
Queima de H na casca externa ao núcleo de He
Matéria no núcleo não degenerada
Possibilidade de contração rápida devido a ausência de
reações nucleares
Evolução para fora da SP!
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Formação de um núcleo degenerado
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Após a queima de H
Sequência evolutiva para uma estrela de 5 Msol
após a saída da SP (A).
Segundo “loop” GHK
Intervalo de
Hertzsprung CD
O “loop”
entre EFG
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A queima de He central
Reação dominantes, na sequência cronológica:
3α → C12
C12 + α → O16
O16 + α → Ne20
Curta duração (cerca de 107 anos).
Pequena contribuição para a saída total de
energia (entre 6% e 48% nos pontos E, F, G
no slide 5).
Contribuição principal: queima de H na casca
acima do núcleo de He.
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Diagrama HR teórico mostrando as diversas fases da evolução pós-SP
para uma estrela de 5 Msol (Icko Iben Jr. )
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E depois da queima de He?
Queima de He termina, no caroço central, quando
todo o He foi processado em C12, O16 e Ne20 (com
diversas proporções, dependendo da
temperatura, massa e taxas de reação usadas).
A queima continua na casca de He externa ao
caroço, que não foi totalmente processada.
Queima da camada de He, queima da camada de
H acima desta e núcleo de C-O se contrai
Casca de H se extingue, envelope (e todas as
regiões acima da casca de He) se expandem!
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E depois da queima de He?
Analisando os modelos de Iben, o segundo loop
(trajetória GHK no slide 33) poderá acontecer
em função da massa, opacidade e taxas de
queima nuclear.
O envelope convectivo transporta os elementos
produzidos no núcleo até sua superfície, no
processo conhecido como “segunda dragagem”.
O aprofundamento do envelope convectivo
extende a borda contendo H na direção do
centro, onde T ~ 2x108 K. Isso causa um novo
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Comparações entre modelos
Densidade e temperaturas centrais para
modelos evolutivos (Icko Iben Jr.) para
estrelas entre 0,8 e 15 MSol.
A linha pontilhada εF/kT=10 indica quando a
pressão de degenerescência dos elétrons
domina.
A direita da linha o gás é degenerado e a
esquerda, não degenerado.
O modelo com 0,8 MSol foi calculado assumindo
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Comparações entre modelos
Evolução a partir da seqüência principal
para modelos de 1, 5 e 25 massas solares.
A queima de combustível no núcleo ocorre nas
regiões mais escuras das curvas.
A terceira dragagem ocorre durante a fase
de pulsos térmicos, e é onde se formam as
estrelas carbonadas e estrelas ricas em ZrO.
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Comparações entre modelos
Evolução da estrutura interna de uma estrela de 1,3 MSol após a seqüência principal.
A região pontilhada é onde a abundância de hidrogênio muda
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Comparações entre modelos
Evolução da estrutura interna de uma estrela de 1,3 MSol após a seqüência principal.
A região pontilhada é onde a abundância de hidrogênio muda
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Discussão
Gráficos representam modelos e conceitos, não
reproduzindo, necessariamente, o que observamos.
Um exemplo disso é o intervalo de Hertzsprung.
Muitas das análises discutidas aqui se baseiam nos
resultados dos modelos de Iben e deve-se ter em
mente as limitações na manipulação dos
ingredientes do modelo (M, κ, ε, etc.) para gerar
um resultado confiável
Cefeidas são um caso especial em que a teoria pode
ser testada diretamente, embora durante um
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período curto de sua fase evolutiva.
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Créditos
Figuras do livro “Stellar Structure and
Evolution”. Kippenhahn e Weiggert, SpringerVerlag, 1990.
Hipertexto de Astronomia. Kepler Oliveira e
Maria de Fátima Saraiva.
http://astro.if.ufrgs.br
Aulas de astronomia da Swinburne University
of Technology
http://astronomy.swin.edu.au/sao/het617
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Sequência evolutiva
SP
Ramo das gigantes (antes da queima de He)
Queima de He (flash)
Ramo horizontal (após a queima de He)
Passagem pela faixa de instabilidade
Ramo assintótico das gigantes
Pulsos térmicos (queima de H na casca
externa, fenômeno mais no envelope).
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Resumo de Ev. Estelar
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Resumo de Ev. Estelar
Low Mass Stars (~Msun)
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Resumo de Ev. Estelar
Low Mass Stars (~Msun)
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Resumo de Ev. Estelar
Low Mass Stars (~Msun)
High (>8 Msun)Mass Stars
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Resumo de Ev. Estelar
Low Mass Stars (~Msun)
High (>8 Msun)Mass Stars
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Evolução pós-SP
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Evolução pós-SP
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Evolução pós-SP
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Possibilidades para estrelas massivas
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Estágios finais para resíduos com
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