Aula 11 A Morte das Estrelas

Aula 11
A Morte das Estrelas
Baseado no livro Universe, Roger A. Freedman • Robert M. Gellar • William J.
Kaufmann III, Oitava edição, W.H. Freeman,and Company, New York!
Evolução Pós-Seqüência Principal de uma Estrela de 1M⊙
!
Estes Diagramas H-R mostram o percurso evolutivo de uma estrela tipo Sol na medida que ela passa dos estágios de (a) Gigante
Vermelha, (b) do ramo horizontal e (c) do ramo assintótico das Gigantes (AGB). Eventualmente a estrela evolui para uma nebulosa
planetária.
1 A estrela brilha pela
camada onde tem a fusão
do H: O núcleo inerte
contrai e as camadas
externas expandem.
2 A luminosidade aumenta
e a temperatura
superficial diminui - a
estrela move-se para
direita e acima no
Diagrama H-R para a
região das Gigantes
Vermelhas
3 A fusão de núcleo
de He começa com
o “Flash do He”
4 A estrela agora brilha pela camada
onde tem a fusão do H e a fusão do He
no núcleo: O núcleo expande e as
camadas externas contraem
6 Eventualmente todo
o núcleo de He é
usado
5 A luminosidade diminui
e a temperatura
superficial aumenta - a
estrela move-se para a
esquerda e abaixo no
Diagrama H-R para a
região do ramo
horizontal
7 A estrela agora brilha
pelas camadas onde
tem a fusão do H e a
fusão do He: O núcleo
contrai e as camadas
externas expandem
9 Eventualmente a
estrela perde suas
camadas externas
formando uma
Nebulosa Planetária
8 A luminosidade aumenta e a
temperatura superficial diminui,
assim a estrela move para cima e
pra direita no Diagrama H-R (ao
longo do ramo assintótico das
Gigantes (AGB)
A Estrutura de uma Estrela AGB de moderadamente baixa massa
Próximo ao final de sua vida uma estrela como o Sol torna-se uma estrela vermelha no ramo assintótico das Gigantes. O núcleo
inerte da estrela, a camada de fusão do He, e a camada de fusão de H, estão todas contidas dentro de um volume
aproximadamente do tamanho da Terra. Reações termonucleares na camada de fusão do He são tão rápidas que a luminosidade
da estrela é milhares de vezes a luminosidade do Sol atualmente. (Os tamanhos relativos das camadas no interior da estrela são
mostrados fora da escala real).
Evolução Estelar em um Aglomerado Globular
No aglomerado globular M55, estrelas com massas menor do que 0.8 M⊙ estão ainda na seqüência principal convertendo H em He
no núcleo. Estrelas ligeiramente mais massivas consumiram seu núcleo de H e estão ascendendo o ramo das Gigantes Vermelhas;
as mais massivas já começaram a fusão do He no núcleo e são encontrados no ramo horizontal. As estrelas mais massivas (mas
ainda abaixo de 4 M⊙ ) consumiram todo seu He no núcleo e estão ascendendo o ramo assintótico das Gigantes.
Uma Estrela de Carbono
TT Cygni é uma estrela AGB que ejeta parte da sua camada externa rica em carbono no meio interestelar. Parte deste C combina
com Oxigênio para formar moléculas de monóxido de Carbono (CO), que podem ser detectadas com um rádio-telescópio. Esta
imagem rádio mostra emissão de CO de uma camada externa que TT Cygni ejetou a aproximadamente 7000 anos.
Estágios Avançados na Evolução do Sol
Este diagrama, o qual mostra como a luminosidade do Sol varia ao longo do tempo, é uma extensão da figura mostrada
anteriormente. Usamos uma escala diferente para os estágios finais porque a evolução é muito rápida. Durante o estágio AGB
existem curtos períodos de surtos de fusão de He, causando picos de luminosidade chamados de pulsos térmicos.
Nebulosa Planetária
(a) O objeto de coloração rosa é uma Nebulosa Planetária envolvendo uma estrela no aglomerado globular M15, que se encontra a
10000 pc de distância da Terra na constelação de Pegasus.
Nebulosa Planetária
(b) A Nebulosa Planetária Abell 39 se encontra a uma distância de 2200 pc da Terra na constelação de Hercules. A camada quase
esférica tem um diâmetro de 1.5 pc e espessura da 0.1 pc.
Nebulosa Planetária
(c) Esta imagem no infravermelho da Nebulosa Planetária NGC 7027 sugere uma história evolutiva mais complexa do que aquela
de Abell 39. NGC 7027 está a uma distância de 90 pc da Terra na constelação Cygnus e seu diâmetro é aproximadamente 14000
UA.
2 A estrela
então ejeta gas
de toda sua
superfície.
1 A estrela ejeta uma nuvem de gas e poeira na
forma de um donut a partir de seu equador.
3 O “donut” canaliza
o gás ejetado em
duas correntes
orientadas em
direções opostas.
Fazendo uma Nebulosa Planetária alongada
(a), (b) Estas ilustrações mostram uma explicação proposta para explicar por que muitas Nebulosas Planetárias têm uma forma
alongada. (c) A Nebulosa Planetária MyCn18, mostrada aqui em cores falsas, pode ter adquirido sua forma alongada desta maneira.
Encontra-se a 2500 pc na constelação da Musca.
Sirius A e Sua Companheira Anã Branca
Sirius é a estrela mais brilhante no céu, na verdade é um par binário: A estrela secundária, chamada de Sirius B é quase que
obscurecida pelo brilho da principal, que é cerca de 104 vezes mais luminosa. O halo e os raios envolta são resultado de efeitos
ópticos dentro do Telescópio.
A Relação Massa-Raio para Anãs Brancas
Quanto maior a massa de uma anã branca menor o seu raio. Esta relação não usual é resultado da pressão de elétrons
degenerados que mantém a estrela. A massa máxima de uma anã branca, denominada limite de Chandrasekhar, é 1.4 M⊙. O Sol se
tornará uma anã branca ao final de sua vida.
Evolução das Gigantes para as Anãs.
Este Diagrama H-R mostra o caminho evolutivo
de três estrelas Gigantes de baixa massa na
medida que elas ejetam a nebulosa planetária. A
tabela mostra o quanto de massa é ejetada em
cada caso. Os pontos representam as estrelas
centrais de Nebulosas Planetárias cujas
temperaturas superficiais e luminosidades foram
determinadas; os “+” representam anãs brancas
de temperatura e luminosidade conhecidas.
Estes caminhos evolutivos seguem
três gigantes diferentes na medida que
elas ejetam nebulosas planetárias e
tornam-se anãs brancas.
Na medida que as anãs
brancas envelhecem,
seu raio permanece
constante enquanto
sua luminosidade e
temperatura superficial
diminuem:
“Curvas de Resfriamento” das Anãs Brancas.
Na medida que as Anãs Brancas irradiam sua energia interna para o meio interestelar elas tornam-se menos brilhantes e mais frias.
As linhas azuis mostram o caminho evolutivo de quatro anãs brancas de diferentes massas: Quanto maior a massa da anã branca
menor e menos brilhante ela é. Compare estas curvas de resfriamento com as linhas de raio constante da figura ao lado.
7. Idade do Sol:
50000 anos mais
velho do que no
estágio 5
5. Idade do
Sol: 12.365
bilhões de
anos
6.
4. Idade do Sol:
12.32 bilhões de
anos
3. Idade do
Sol: 12.23
bilhões de
anos
8. Idade do Sol:
100000 anos
mais velho do
que no estágio 7
1. O Sol hoje:
4.56 bilhões
de anos
2. Idade do
Sol: 12 bilhões
de anos.
Evolução do Sol
O Sol está atualmente a menos da metade do seu tempo de vida na seqüência principal. O Diagrama H-R resume as mudanças
dramáticas que ocorrerão quando o Sol deixar a seqüência principal.
NOTA: A ilustração abaixo não mostra a variação dramática que ocorre no raio do Sol na
medida que ele evolui. O tamanho das várias camadas não são mostradas em escala.
1. Sobre a Seqüência Principal
5. O Sol alcança seu
tamanho máximo
2. Virando uma Gigante Vermelha
6. Uma Nebulosa Planetária
3. O “Flash do He”
4. Começando a segunda fase
Gigante Vermelha
7. O fim das reações nucleares
8. Uma Anã Branca
Perda de Massa de uma Estrela Super-gigante
No coração desta nebulosidade, chamada de SMC N76, está uma estrela super-gigante com massa de 18 M⊙. Esta estrela está
perdendo massa a uma taxa muito alta em um vento estelar muito forte. Na medida que este vento colide com o gás e poeira
interestelar ele cria esta “bolha” como mostrado na figura.
A Evolução de uma Estrela Super-gigante
O crescimento na densidade e temperatura do núcleo de uma estrela faz com que sucessivas reações termonucleares sejam mais
rápidas do que as que precedem. A tabela acima mostra cálculos teóricos dos estágios evolutivos para uma estrela de 25 M⊙. Este
cálculo indica que a fusão do Carbono nesta estrela dura 600 anos, a fusão do Neon dura 1 ano, e a fusão do Oxigênio dura 6
meses. O último e mais breve estágio é a fusão do Silício. Todo o abastecimento de Silício no núcleo de uma estrela de 25 M⊙ é
usado em um dia.
A estrutura de uma Estrela de Alta Massa e Velha
Próximo ao fim de sua vida, uma estrela com massa inicial maior do que 8 M⊙ torna-se uma super-gigante vermelha. O tamanho da
estrela pode ser da ordem da órbita de Júpiter em torno do Sol. A energia da estrela vem de uma série de camadas concêntricas,
onde todas combinadas tem um volume típico do volume da Terra. Reações termonucleares não ocorrem dentro do núcleo de ferro
porque as reações de fusão que envolvem o ferro absorvem energia ao invés de liberar.
O Núcleo Colapsante de uma Supernova
Esta série de ilustrações mostram nossa compreensão do último dia de vida de uma estrela de massa maior do que 8 M⊙.
Turbulência no núcleo colapsante de uma Supernova
Esta imagem obtida através de uma simulação num supercomputador mostra uma seção transversal de uma estrela massiva várias
horas depois da explosão supernova. As cores mostram a mistura do material turbulento desde o interior até as camadas externas.
Turbulência no núcleo colapsante
de uma Supernova
!
A turbulência faz com que o material seja
ejetado da supernova em “blobs” irregulares,
como mostrado nestas imagens do
remanescente de supernova Cassiopeia A.
Cada imagem foi feita usando um comprimento
de onda em raio-X de um particular elemento. A
figura ao lado mostra a imagem composta
(visível, infravermelho e raio-X) de Cassiopeia A.
Uma Supernova numa galáxia distante
(a) M81 está a uma distância de 3.6 milhões de pc da Terra.
(b) A estrela progenitora que posteriormente explodiu como SN 1993J era uma super-gigante K0.
(c) Esta imagem mostra a mesma parte do céu como em (b), após o evento supernova. Notem a diferença de brilho antes e depois.
(a)Supernova tipo Ia
- O espectro não apresenta linhas de H
e He, mas tem linhas de absorção
intensas do Silício ionizado (Si II).
- Produzida pela queima explosiva do
Carbono em uma anã branca que
forma um par binário cerrado.
(a)Supernova tipo Ib
- O espectro não apresenta linhas de
H, mas tem um linha de absorção
intensa do He I.
- Produzida por um núcleo colapsante
em uma estrela massiva que perdeu o
H das camadas externas.
(a)Supernova tipo Ic
- O espectro não apresenta linhas de H
e He.
- Produzida por um núcleo colapsante
em uma estrela massiva que perdeu o
H e o He das camadas externas.
(a)Supernova tipo II
- O espectro apresenta linhas
proeminentes de H, como Hα.
- Produzida por um núcleo colapsante
em uma estrela massiva cujas
camadas externas permaneceram
intactas.
Uma Supernova Tipo Ia
Esta série de ilustrações mostra como compreendemos como uma anã branca em um sistema binário pode experimentar uma
súbita detonação nuclear que a destrói completamente. Tal evento cataclísmico é chamado supernova tipo Ia ou supernova
termonuclear.
Reconhecendo o tipo da Supernova
Curvas de Luz de Supernovas
Uma supernova tipo Ia alcança seu brilho máximo em cerca de 1 dia seguida de um gradual declínio em brilho. Uma supernova tipo
II alcança um brilho máximo somente em 1/4 daquele de uma supernova tipo Ia e usualmente tem intervalos alternados de
decréscimo lento e rápido.
Nebulosa do Véu - Um Remanescente de Supernova
Esta nebulosidade é resultado de uma explosão supernova que ocorreu a 15000 anos.
Nebulosa de Gum - Um Remanescente de Supernova
Esta nebulosa tem o maior diâmetro angular dentre todas as supernovas conhecidas. A explosão ocorreu a 11000 anos.
Cassiopeia A - Um Remanescente de Supernova
O impacto do material da supernova no meio interestelar causa ionização, e os elétrons liberados geram ondas de rádio na medida
que se movem.
Um Sumário da Evolução Estelar
(a) A evolução de uma estrela isolada (uma que não é parte de um sistema múltiplo de estrelas) depende de sua massa. Quanto
mais massiva a estrela mais rápida será sua evolução. A escala à esquerda dá a massa da estrela quando a mesma está na
seqüência principal, e a escala à direita mostra a massa resultante do “cadáver” estelar. Se a massa inicial da estrela for menor do
que 0.4 M⊙, ela evoluirá lentamente ao longo do tempo até tornar-se uma bola de He inerte. Se a massa inicial da estrela estiver no
intervalo entre 0.4 e 8 M⊙, a estrela ejetará massa durante toda sua vida de tal forma que o sistema resultante será uma anã branca
com uma massa menor do que o limite de Chandrasekhar de 1.4 M⊙. Se a massa inicial da estrela for maior do que 8 M⊙, ela
terminará como uma supernova deixando atrás uma estrela de neutron ou um buraco negro.
Em suma
Um Sumário da Evolução Estelar
Para um sumário sobre a Evolução final das estrelas leia
http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node14.htm
Como parte integrante do curso