Estrelas – Parte II

Estrelas – Parte II
Victoria Rodrigues
[email protected]
24/05/14
Sumário
Parte I
O que são?
Nascimento estelar;
Evolução
Parte II
Evolução:
Estrelas maiores que o Sol;
Supernovas;
Estrelas de Nêutrons;
Buracos Negros;
Estrelas Binárias
Aglomerados Estelares
Evolução de estrelas maiores que o Sol
Relação massa x evolução
Última Aula
Protoestrela
Estrela da Sequência Principal
Ramo de Subgigantes
Ramo das Gigantes Vermelhas
Helium Flash
Ramo Horizontal
Ramo Assintótico
Nebulosa Planetária
Anã Branca
Última Aula
Evolução de estrelas maiores que o Sol
• Uma estrela de massa próxima do Sol não chega a atingir uma
temperatura suficiente no núcleo para que ocorra a fusão nuclear do
carbono.
• Mas estrelas de massas maiores conseguem fazer a fusão de mais
elementos.
Evolução de estrelas maiores que o Sol
• Esquema de queima: cebola
Evolução de estrelas maiores que o Sol
• Conforme a temperatura no núcleo aumenta →o produto de uma camada
se torna combustível da camada superior;
• Estrelas muito grandes →queima de hidrogênio →Gigantes Azuis(raras);
• Hidrogênio escasso no núcleo →Gigante Vermelha;
Evolução de estrelas maiores que o Sol
Diferente das estrelas de
baixa massa, as estrelas
maiores, após saírem da
Sequência Principal, fazem
caminhos
oscilatórios
horizontais (mantendo a
luminosidade constante) na
região superior do diagrama
HR,
a
região
das
Supergigantes.
Evolução de estrelas maiores que o Sol
Supergigantes
• Estrelas que possuem massas variando de 8 a
70 massas solares.
• Podem apresentar um brilho de 30.000 a
centenas de milhares de vezes a luminosidade
do Sol.
• Essa fase compreende as Supergigantes
Vermelhas e Supergigantes Azuis.
Supergigantes Vermelhas
Supergigantes Azuis
Gigantes Azuis no centro globular M15
Estrela Rigel (representação artística)
Evolução de estrelas maiores que o Sol
Nucleossíntese estelar:
H => He
Ciclo próton-próton
Ciclo CNO (fonte de energia dominante em
estrelas de massa maior)
Evolução de estrelas maiores que o Sol
He => C
Processo triplo-alfa
Evolução de estrelas maiores que o Sol
• Há temperatura suficiente para continuar:
C => Neônio (e Hélio)
• Temperatura do núcleo: T> 6* 10^8 K
Evolução de estrelas maiores que o Sol
Fusão do Neônio
• Temperatura do núcleo: T > 1,2 * 10^9 K
Evolução de estrelas maiores que o Sol
Fusão do Oxigênio
• Temperatura do núcleo: T > 1,5 * 10^9 K
Evolução de estrelas maiores que o Sol
Fusão de Sílício
Temperatura do núcleo:
T > 2,7 * 10 ^9 K
Evolução de estrelas maiores que o Sol
• Por que não pode haver a fusão do ferro?
Após a produção do ferro, a próxima etapa
deste processo seria formar o zinco-60, porém
este processo ao invés de liberar energia ele a
consumiria,
o
que
não
acontece
espontaneamente.
Evolução de estrelas maiores que o Sol
• Como em cada etapa há geração de menos
energia por núcleo, as fases são cada vez mais
curtas.
Evolução de estrelas maiores que o Sol
Depois do Ferro...
• A pressão de degeneração eletrônica no núcleo de ferro
suporta uma massa máxima.
• Quando este núcleo ultrapassa este limite => o núcleo
implode e o resto da estrela explode => Supernova (SN).
• Durante uma Supernova, as temperaturas e densidades são
tão altas que os elementos mais pesados que o ferro podem
ser produzidos (processos que envolvem captura de nêutrons
e prótons).
Morte de uma estrela de massa
intermediária ou alta
O núcleo implodido vira:
• Para massas de 1.4 a 2.9 Msol : Estrela de
Nêutrons.
• Para massas maiores: Buraco Negro.
Morte de uma estrela de massa
intermediária ou alta
• Supernova => estrela de nêutrons ou buraco negro.
Supernovas
• Energia liberada em uma Supernova: ~ 10^46 J.
~1% dessa energia => energia cinética
Menos do que 0.01% => fótons (mas já é suficiente
para fazê-la ter a luminosidade de uma galáxia inteira
por um tempinho).
Restante: neutrinos (de difícil detecção).
Supernova na galáxia M32
Supernovas
Classificação espectral de Supernovas
• Supernovas podem ser classificadas pelas
linhas de absorção nos seus espectros.
Supernova Tipo I
• Sem linhas de hidrogênio
• Ia : contém uma linha forte de silício ionizado.
• Ib : contém linhas fortes de hélio.
• Ic : não contém linhas fortes de hélio.
Supernova Tipo II
• Com linhas fortes de hidrogênio
Anã Branca
em Sistema
Binário
Colapso do núcleo de estrelas
de alta massa
Classificação espectral de Supernovas
Supernovas históricas
• SN 1006 : evento registrado
na Europa, China, Japão,
Egito e Iraque.
• Foi observada no início do
ano de 1006 d.C.
• Grande luminosidade
• O remanescente ainda é
visível em telescópios e
continua a expandir (hoje
com ~ 20pc)
• Essa supernova foi do tipo
Ia.
Supernovas históricas
• SN 1054: evento reportado em
diversos lugares, como China,
Japão, Coreia e Arábia.
• Primeira vez observado em 4
de julho de 1054.
• Foi visível de dia.
• O seu remanescente, a
nebulosa de caranguejo, tem
3pc de extensão.
• Possui em seu centro um
pulsar (será explicado na aula
de Objetos Compactos).
Supernovas históricas
• A supernova descoberta
por Tycho Brahe em
1572 entrava em
conflito com a crença
da época de que o céu
era invariável.
• Era uma SN tipo Ia.
Supernovas históricas
• O aluno de Tycho Brahe,
Johannes Kepler, também
descobriu uma SN em
1604.
• É a SN mais recente
observada na Via Láctea.
• Remanescente
Cassiopeia.
• Provavelmente é do tipo
Ia também.
Supernovas históricas
• SN 1987A: última
supernova visível a
olho nu, na Grande
Nuvem
de
Magalhães (vizinha
da Via Láctea, a 45
kpc).
• Veio de uma estrela
supergigante
azul
com M ~ 20 vezes a
massa do Sol.
Supernovas históricas
• SN 1987: é a SN melhor
observada até hoje.
• Foram detectados os
primeiros neutrinos de
uma fonte diferente do
Sol.
• Era do tipo II-P.
• Até agora, não foi
encontrado
o
seu
remanescente.
Remanescentes de Supernovas
Remanescentes de Supernovas
Remanescentes de Supernovas
Remanescentes de Supernovas
Em geral, são menos simétricos que Nebulosas Planetárias
Estrelas de Nêutrons
• Núcleo de uma estrela de massa intermediária após sua
explosão em uma Supernova (tipo Ib, Ic ou II).
• Ao redor deste núcleo: nebulosas.
• Mais sobre essas estrelas na aula de Objetos Compactos.
Buraco Negro
• Resultado da morte de uma estrela maior que 30 massas
solares (há divergências sobre este número).
• De acordo com a Teoria da Relatividade Geral, Buracos Negros
são regiões do espaço onde há uma gravidade tão elevada
que nem a luz consegue escapar.
Estrelas Binárias
São Estrelas que ocorrem em pares gravitacionalmente
ligados, girando em torno do centro de massa comum.
Estrelas Binárias
• Estrela mais brilhante: primária
• Estrela menos brilhante: secundária
Sirius A (primária) e
Sirius B (parte inferior do
lado esquerdo,
secundária)
Estrelas Binárias
• Estrelas binárias são muito frequentes;
• Existem sistemas com mais estrelas, mas não vamos tratar
neste momento.
Estrelas Binárias
• Como detectá-las?
A observação direta é muito difícil, pois apresenta dois problemas
principais:
1) A luz da estrela primária pode ofuscar a estrela secundária, impedindo a
visualização do sistema binário;
2) Pode-se confundir com o duplo ótico: duas estrelas independentes na
mesma direção do céu.
Duplo ótico
Estrelas Binárias
• Como detectá-las?
Pelo movimento próprio (ou movimento aparente no céu) também é
difícil, pois é um movimento muito sutil e lento.
Exemplo:
A separação angular entre Sirius A e B varia entre 3'' e 11'', e o período
orbital é da ordem de 50 anos.
Mas ainda a análise deste
movimento pode ajudar a
calcular as massas e órbitas
das duas estrelas.
Estrelas Binárias
• Como detectá-las?
• Espectro Binário
Desvantagem: É possível que o espectro da estrela secundária seja muito
tênue e, por isso, não detectado.
Essa detecção não garante a determinação da massa do sistema.
Estrelas Binárias
• Como detectá-las?
• Binária Espectroscópica
É possível obter com o espectro a
velocidade relativa entre as duas
estrelas, através do Efeito
Doppler.
O movimento Doppler de um
espectro só já é suficiente para
denunciar a existência de uma
binária.
Estrelas Binárias
• Como detectá-las?
• Binárias Eclipsantes
• Final do século XVII: astrônomos percebiam que periodicamente
determinadas estrelas tinha uma queda de cerca de 30% do seu brilho.
• Concluíram que essas variações eram resultado de eclipses de uma estrela
de um par primário pela outra.
• Binárias eclipsantes são raras.
• Essa abordagem permite determinar o raio de cada estrela da binária.
Estrelas Binárias
• Binárias Eclipsantes:
Estrelas Binárias
•
•
•
•
•
•
Como detectá-las?
Binárias de Contato
Quando duas estrelas estão
fisicamente muito próximas, é
possível que efeitos de maré entre
elas sejam importantes.
Como as estrelas são objetos
gasosos, ao invés de sólidos, a
atração gravitacional pode arrancar
material de uma estrela e transferilo para a outra.
Dizemos então que trata-se de
uma binária de contato, mesmo
que as superfícies das duas não
estejam se tocando diretamente.
https://www.youtube.com/watch?
v=0l2-eXafEEE
Estrelas Binárias
• Às vezes métodos de
determinação
de
massas/órbitas podem
ser combinados.
• Os mesmos métodos
são
usados
para
detectar planetas fora
do
Sistema
Solar
(exoplanetas).
Aglomerados Estelares
Aglomerados Estelares
O que são?
• São conjuntos de estrelas
formadas juntas no colapso
de uma nuvem de gás que
se fragmentou (quando a
massa dessa nuvem é da
ordem de 10^4 a 10^5
massas solares).
• Por isto todas as estrelas de
um aglomerado têm a
mesma idade e a mesma
composição química.
Pleiades – Aglomerado Aberto
47 Tuc – Aglomerado Globular
Aglomerados Estelares
Aglomerados Estelares
O diagrama Hertzsprung-Russell de um aglomerado pode nos dar
informação sobre a idade e, a segunda vista, sobre a composição química
do aglomerado e proporcionar testes à teoria de evolução estelar, já que:
• Estrelas de massas diferentes entram na Sequência Principal em locais e
tempos diferentes (mas todas tem aprox. a mesma idade e composição).
• Estrelas de massas diferentes evoluem em escalas de tempo diferentes.
Diagrama dos Pleiades
Diagrama de 47 Tuc
A evolução do diagrama de HR de um
aglomerado
• Após o colapso inicial da nuvem molecular, estrelas de alta
massa chegam primeiro à Sequência Principal, evoluindo
rapidamente.
A evolução do diagrama de HR de um
aglomerado
• A Sequência Principal vai se enchendo “de cima pra baixo”, e logo as
estrelas de massa mais alta já saem da Sequência Principal para se
tornarem Gigantes Vermelhas.
A evolução do diagrama de HR de um
aglomerado
• Enquanto estrelas de massas cada vez mais baixas esgotam seu hidrogênio
no núcleo, a Sequência Principal vai se esvaziando “de cima pra baixo”, e o
ramo de Gigantes Vermelhas se enchendo.
• “Turn-off” : ponto em que as estrelas começam a deixar a Sequência
Principal; ele se desloca para baixo com o tempo.
• Os ramos horizontal e assintótico também vão se enchendo com o tempo
(não mostrado aqui).
A evolução do diagrama de HR de um
aglomerado
• Animação feita pelo aluno da UFABC Arthur Julião na disciplina de Projeto
Dirigido.
Aglomerados Estelares
•
•
•
•
Em resumo: aglomerados estelares nos
fornecem:
Idades de estrelas
A idade da Via Láctea
Idades de outras galáxias com aglomerados
observáveis
Um limite mínimo para a idade do Universo.
https://www.youtube.com/watch?v=_mr9y4F6ME4
Vídeos
https://www.youtube.com/watch?v=3VDIjY6k
7rk – Aglomerados Estelares – Série “O
Universo”
https://www.youtube.com/watch?v=aSyEXbky
3mw – “Os Belos e Úteis Aglomerados
Estelares” - Física na Cultura
Agradecimentos
• Ao professor Pieter e a Thays pelo material
das aulas.
• Próxima aula: 31/05 – Via Láctea (Jéssica)
Obrigada!!!