Evolução Estelar. Marcelo Borges Fernandes

(1)

Evolução Estelar

Escola de Inverno do Observatório Nacional

2011

(2)

(3)

Aula 2

Características Básicas das Estrelas de Alta Massa

Importância das Estrelas de Alta Massa

Evolucão das Estrelas de Alta Massa

A Nucleossíntese Estelar

(4)

Estrelas de Alta Massa

(5)

Estrelas de Alta Massa

-Objetos com um tempo de vida relativamente curto: ~ 108 - 106 anos

- São quentes: T_eff ≥ 15000K (estrelas O e B) - São luminosos: L ~ 104 – 106 L



- Fração de objetos em relação ao número total = 10

-7

Características básicas:

τ_ms = 1 x 1010 (M

(6)

Apesar de pouco numerosas, essas estrelas têm um papel fundamental na evolução química da Galáxia:

. A radiação das estrelas de alta massa afeta profundamente o meio interestelar que as circunda, o ionizando (Regiões HII) e aquecendo (até 10000K);

Fótons no UV não só ionizam, mas

fornecem E_cin

. Durante a sua vida, essas estrelas sofrem grande perda de massa e depois explodem como SN, sendo as maiores fontes de C, N e O e de elementos pesados no meio interestelar;

(7)

. Os ventos dessas estrelas têm grande influência na dinâmica no meio interestelar, inserindo grande quantidade de energia neste;

. Essas estrelas são em geral formadas em aglomerados e o efeito combinado dos ventos de várias estrelas pode acionar novas fases de formação estelar ou destruir a nuvem materna;

A interação dos ventos com o meio interestelar forma uma frente de choque

(8)

. Como estamos aqui, isso indica que a nuvem materna do Sol foi enriquecida por elementos produzidos em uma estrela de alta massa próxima que se tornou uma SN (C, O, N, Si, Fe, etc...)

SOMOS PÓ DE ESTRELAS!!!

. Essas estrelas são muito brilhantes e por isso

são usadas para se medir distâncias

extragalácticas. As SN têm papel importante em cosmologia;

(9)

(10)

Evolução de Estrelas de Alta Massa

(11)

Na prática não sabemos muita coisa:

- Entram na ZAMS como uma estrela O ou B - Terminam em uma explosão de SN

Fases intermediárias ou curtas precisam de uma melhor compreensão

Papel importante: Rotação

(12)

Efeito da Rotação:

Estrelas de alta massa têm uma alta rotação

-Diminuição da gravidade efetiva no equador da estrela

- Aumento da perda de massa e formação de discos circunstelares durante certas fases

(13)

Estrela B[e] supergigante Concepção artística

(14)

Efeito da Rotação:

- Aumento do fluxo nos pólos e aumento da T_eff

F é proporcional a g_eff

F_polos > F_equador

T_{eff polos} > T_eff _equador Teorema de

Von Zeipel

Estrela passa a ter diferentes temperaturas dependendo da inclinação que a vemos

(15)

Efeito da Rotação:

- A rotação ajuda a misturar ainda mais o material produzido no interior estelar nas camadas mais externas, alterando mais efetivamente a composição superficial das estrelas

(16)

Efeitos da Perda de Massa:

. Os modelos evolutivos só reproduzem a distribuição no DHR se considerarmos a perda de massa

. Taxa de perda de massa é significante em todas as fases da vida dessas estrelas

(17)

Fase Pré-sequência Principal Não se sabe muito Quando a estrela se torna visível já está na sequência principal 60 M_

(18)

Sequência Principal A-C: fase de quei-ma do H no núcleo via ciclo CNO

3.7 x 106 anos

-Convecção aumen- ta abundância de He e N

-Alta taxa de perda de massa: 7 x 10-6 M  / ano (no fim da SP) + de 10 M_ 60 M_ A-C

(19)

Sequência Principal

B-C: material pro- cessado chega a

su- perfície por

convec-ção: -aumenta abundân- cia de He e N 60 M_ B-C Estrela ON

(20)

C: -queima do H ter- mina no núcleo - núcleo se contrai - começa queima de H em uma camada acima do núcleo - expansão da

en-voltória, menor T_eff

(21)

D-E-F:

- estrela continua se expandindo

- logo depois se torna instável e sofre alta perda de massa na forma de erupções

60 M_

(22)

1600 - η Car começou a variar sua magnitude entre 2 e 4;

P Cyg de repente apareceu alcançando magnitude 3, depois enfraquecendo e desaparecendo à olho nu.

1655 - P-Cyg voltou a se tornar brilhante, chegando até magnitude 5 e onde se manteve constante.

1700 - P-Cyg começou a ter um vagaroso e gradual aumento. 1820 - Brilho de η Car começou a variar mais rapidamente

1840 - η Car se tornou a segunda estrela mais brilhante do céu, permanecendo por quase 20 anos variando entre magnitude +1 e -1. Depois começou a enfraquecer até atingir a magnitude 8.

Século XX - η Car voltou a brilhar novamente, mas com oscilações de pequenas amplitudes.

LBV = Variáveis Azuis Luminosas = Geysers

Astrofísicos

(23)

Tipos de Erupções

Gigantes:

- Diminuição de 3 ou + magnitudes em M_V - Provável aumento de L_BOL

- Frequência de centenas ou milhares de anos

Médias:

- Diminuição de 1 ou 2 magnitudes em M_V - L_BOL ~ constante BC varia

- Frequência de 10 - 40 anos

Pequenas:

- oscilações de 0.5 magnitudes em M_V - Frequência de meses a anos

(24)

Tipos de Erupções

Gigantes:

- Diminuição de 3 ou + magnitudes em M_V - Provável aumento de L_BOL

- Frequência de centenas ou milhares de anos

Médias:

- Diminuição de 1 ou 2 magnitudes em M_V - L_BOL ~ constante BC varia

- Frequência de 10 - 40 anos

Pequenas:

- oscilações de 0.5 magnitudes em M_V - Frequência de meses a anos

Microvariações:

_{- Oscilações de 0.1 magnitudes em M}_V

Valor médio para a perda de massa:

5 x 10

-4

M



/ ano

(25)

Espectros das LBV

- Quiescência: espectro de uma estrela do tipo B com linhas em emissão do H, HeI, FeII e [FeII] mais intensas

- Erupção: “pseudo-atmosfera”

(26)

Eta Car

E mais 50 objetos identificados na Via Láctea e em outras galáxias

(27)

(28)

F: - estrela começa a queimar He no núcleo (pós-SP) e H em uma camada - perdeu grande parte da sua envoltória - alta abundância de He e N na atmosfera 60 M_ Wolf-Rayet WN

(29)

Estrelas Wolf-Rayet

. Descobertas em 1867 por Charles Wolf e George Rayet no Observatório de Paris

. M_ZAMS ≥ 25 M_

. Espectro dominado por linhas de elementos altamente ionizados

. São divididas em 3 grupos:

WN = linhas em emissão do He, íons do N, poucas linhas do C

WNL = pouca presença de H

(30)

Estrelas Wolf-Rayet

. M_ZAMS ≥ 25 M_

. Espectro dominado por linhas de elementos altamente ionizadas

. São divididas em 3 grupos:

WC = linhas do He, maior abundância do C e nenhuma indicação de H

WO = similares as WC mas com maior abundância de O

(31)

Estrelas Wolf-Rayet

. M_ZAMS ≥ 25 M_

. Espectro dominado por linhas de elementos altamente ionizadas

. São divididas em 3 grupos

. T_eff = 25000 – 50000K

. Indicação de ventos com velocidades entre 1000 – 5500 km/s

. ~ 200 objetos na Via Láctea e ~ 300 em outras galáxias

(32)

(33)

(34)

G:

- perda de massa muito alta durante a fase de WR - perda de camadas externas e material rico em C aparece na superfície 60 M_ Wolf-Rayet WC

(35)

H: - fim da queima de He no núcleo - depois de: 6 x 105 anos -Fase de queima do C se inicia e dura: 2 x 103 anos -Fases finais: queimas de O até Si duram menos de

1 ANO!

60 M_

(36)

60 M_

Durante a sua evolução antes da explosão de SN a estrela ejetará:

29 M_ de H 8 M_ de He 1 M_ de C e O

(37)

(38)

Até o ferro (elemento mais estável com a maior energia de ligação por nucleon) as reações são exotérmicas. Para elementos mais pesados, reações endotérmicas ocorrem

Queima no núcleo pára no ferro

. Núcleo de ferro se contrai e se torna degenerado rapidamente (frações de segundo)

e aquece até 5 x 109 K

. As camadas externas colapsam e ao atingirem a superfície do núcleo degenerado são ricocheteadas e uma onda de choque é criada

(39)

O gás se expande é tão quente que brilha por semanas

Luminosidade de uma SN é comparável a de uma galáxia inteira

(40)

Antes

Depois

(41)

(42)

(43)

(44)

(45)

Estágios Finais de Estrelas de Alta Massa

1) Estrelas de Nêutrons

Se a massa do núcleo tiver entre 1.4 M_ e 3 M_

Maior compressão do gás

(46)

Região mais interna: fluido denso

Região mais externa:

. mistura de um superfluido de

nêutrons com uma estrutura cristalina

. fina atmosfera com íons e elétrons

(47)

. Com o colapso, o campo magnético se amplifica (1010

B_)

. Partículas carregadas (p e e-) são aceleradas até

velocidades relativísticas ao longo das linhas de campo que rotacionam com a estrela

. Essas partículas emitem ondas de rádio, radiação síncrotron

. Se o campo magnético não está exatamente alinhado com a rotação da estrela, veremos a radiação como um farol (se estiver alinhada com a nossa linha de visada)

(48)

(49)

Pulsar do

Caranguejo

(50)

2) Buraco Negro

Se o remanescente de SN tem mais que 3 M_

Colapso total = densidade  infinito

singularidade

V

_escape

= (2GM/R)

0.5

~ c

(51)

2) Buraco Negro

Se o remanescente de SN tem mais que 3 M_

Colapso total = densidade  infinito

singularidade

M = 1 M

_



R ~ 3 km

ρ ~ 10

16

g / cm

-3

(52)

Cygnus X-1: visão artística

Emissão de raio-X

Métodos indiretos

(53)

Nucleossíntese

Dois prótons ou dois núcleos conseguem energia (através das altas temperaturas) suficiente para vencer a repulsão (barreira) Coulombiana

(Z

₁

,A

₁

) + (Z

₂

,A

₂

)  (Z,A)

m(Z, A) = Zm

_p

+ (A-Z)m

_n

+ E(Z,A) / c

2

E(Z,A) = energia de ligação do núcleo

Massa do núcleo é menor do que as somas das massas dos seus componentes. Energia é liberada na fusão

(54)

Nucleossíntese

Durante a Sequência Principal:

Ciclo p-p

(55)

(56)

Ciclo p-p: estrelas de baixa

massa

(57)

Outras reações

Formação dos outros elementos da tabela periódica (reações endotérmicas)

(59)

“Starry Night” de Van Gogh