Discovering the Universe
Eighth Edition
Discovering the Universe
Eighth Edition
Neil F. Comins • William J. Kaufmann III
© 2008 W. H. Freeman and Company
CHAPTER 13
A Supernova de Tycho
Observada por Tycho
em 1572 com um
objeto muito brilhante.
Imagem de raios X
feita em 2003.
Gás e poeira com
temperaturas de
milhões de graus.
Velocidade de
expansão:
Estrelas de Pequena massa e Nebulosas Planetárias
Quando a fusão do hidrogênio na casca começa a estrela se expande tornando-se uma gigante. No diagrama H-R elas se movem até o ramo das gigantes.
Durante a expansão, certa quantidade de gás é expelida na forma de vento estelar. Nesse estágio a estrela perde de sua massa.
Estrelas com até passam pelo flash do hélio. Estrelas com massas começam a fusão do hélio gradualmente.
Estrelas de Pequena massa e Nebulosas Planetárias
Após a fusão do hélio começar, as estrelas encolhem e se movem para o ramo horizontal no diagrama H-R.
Os núcleos de hélio são convertidos em carbono e oxigênio. Quando a fusão cessa, a estrela volta a se expandir.
A partir daí, o destino da estrela dependerá de sua massa. Dividimos em dois grupos: estrelas de pequena massa e estrelas de grande massa .
Estrelas de Pequena
Massa
1. Fusão do hidrogênio na
casca: O núcleo encolhe e
as camadas externas
expandem.
2. aumenta e diminui: a
estrela se move para cima
e para a direita no
diagrama H-R (ramo das
gigantes).
3. A fusão do hélio
começa no núcleo com o
flash do hélio.
Estrelas de Pequena
Massa
4. Fusão do He no núcleo e fusão do H na casca: O núcleo expande e as
camadas externas encolhem. 5. diminui e aumenta: a estrela se move para baixo e para a esquerda no diagrama H-R (ramo horizontal).
6. Todo do núcleo é convertido em e .
7. Fusão do e do nas cascas superiores: o núcleo encolhe e as camadas externas
Estrelas de Pequena
Massa
8. aumenta e diminui: a
estrela se move para cima
e para a direita no
diagrama H-R (ramo
assintótico das gigantes;
AGB). A taxa de perda
de massa é de .
9. As camadas mais
externas se soltam
formando uma nebulosa
Estrelas de Pequena massa e Nebulosas Planetárias
Quando o Sol se tornar uma estrela AGB, ele se expandirá para um raio de . Uma estrela com se expande até a órbita de Marte e sua luminosidade será de .
Estrelas de Pequena Massa O núcleo de e das AGBs torna-se degenerado e, assim, ele para de contrair. O núcleo nunca atingirá a temperatura de fusão do e do .
A casca de hélio passa por sucessivos flashes de He . A expansão das camadas
externas esfria o gás provocando a recombinação dos elétrons. A recombinação emite fótons. O excesso de fótons gera uma
pressão que ejeta cada vez mais as camadas externas.
O gás condensa em grãos de poeira e quando o núcleo torna-se exposto, o sistema é chamado de nebulosa planetária.
Estrelas de Pequena Massa e Nebulosas Planetárias
Incluindo a massa perdida antes da fase de nebulosa planetária, estrelas de pequena massa perdem até de suas massas.
Até agora, nebulosas planetárias foram identificadas. Estima-se que existam de na Via Láctea. Como são abundantes, as nebulosas planetárias retornam para o disco galático cerca de de toda matéria expelida por todos os tipos de estrelas. Esse material será usado na formação de novas estrelas da População I.
Nebulosas Planetárias
As formas das nebulosas
planetárias dependem da
interação do gás ejetado
com o gás na vizinhança,
com outras estrelas ou com
campos magnéticos
intensos.
Na figura ao lado, um
exemplo de uma nebulosa
planetária esférica.
Localizada no aglomerado
globular M15 na
constelação de Pegasus à
7.000 al (2150 pc).
Nebulosas Planetárias
Observações
espectroscópicas mostram
linhas de emissão de H, C,
N, O, Ne e Mg.
O deslocamento Doppler
dessas linhas indicam uma
expansão de a km/s.
Figura ao lado: Nebulosa da
Hélice, NGC 7293,
localizada na constelação de
Aquarius a 700 al (215 pc).
Seu diâmetro angular é de
metade de uma Lua cheia. O
gás vermelho é rico em H e
N enquanto que o gás azul é
rico em O.
Nebulosas Planetárias
Uma nebulosa que
tenha se expandido
por 10 mil anos tem
um diâmetro de alguns
anos-luz.
Após 50 mil anos de
expansão o gás de
uma nebulosa
planetária se esfria ao
ponto de não mais ser
vista.
Figura ao lado: NGC
6826. Apresenta dois
lóbulos de gás ricos
em H. Localizada na
constelação do Cisne a
2.000 al.
Nebulosas Planetárias
Figura ao lado:
Menzel 3 na
constelação de Norma.
Localizada a 3.000 al
(900 pc).
A estrela central pode
ser parte de um
Nebulosas Planetárias
A nebulosa da
ampulheta, ejetou
inicialmente uma massa
gasosa na forma de
rosquinha.
Posteriormente, o gás
foi forçado para fora
nas direções
perpendiculares ao
plano da rosquinha.
Nebulosas Planetárias
Primeiro o equador da
estrela ejetou uma nuvem
de gás e poeira na forma
de rosquinha.
Nebulosas Planetárias
Gás ejetado pela
superfície da estrela
formando uma nebulosa
Anã Branca
Os núcleos de C e O
expostos de uma estrela
de pequena massa são
chamados de anãs
brancas.
As anãs brancas estão em
equilíbrio pela pressão de
degenerescência
eletrônica.
Seus diâmetros são da
ordem de grandeza da
Terra.
Algumas são cobertas
por uma fina camada de
H e He.
Anã Branca
As densidades são da
ordem de , ou seja, uma
colher de chá desse
material pesaria na Terra
o equivalente a 5
toneladas.
A primeira anã branca
descoberta foi a
companheira da estrela
Sirius. Em 1844 o
astrônomo Friedrich
Bessel percebeu que
Sirius se movia. Sirius B
foi observada em 1862.
Observações recentes no
UV revelam quem Sirius
B tem temperatura de
30.000 K.
Anã Branca
Imagem em raios-X
do sistema binário de
Sirius: Sirius A tem
uma temperatura
superficial de 11.000
K.
Anãs Brancas
Os caminhos evolutivos teóricos para três núcleos de estrelas inicialmente com massas
entre a mostram que, durante a fase de ejeção da nebulosa, eles se movem para a
esquerda no diagrama H-R, algumas vezes executando laçadas que correspondem a
pulsos térmicos.
Quando a nebulosa planetária se dilui por completo e os núcleos começam a se esfriar
os caminhos evolutivos fazem uma curva para baixo em direção à região das anãs
brancas.
Depois de bilhões de anos, uma anã branca isolada se move para baixo e para a direita
no diagrama H-R.
A temperatura no interior de uma anã branca se reduzirá para 4.000 K e o carbono e
oxigênio se solidificarão transformando-se em cristais gigantes.
O destino das anãs brancas é tornarem-se objetos frios e escuros de matéria
degenerada.
Anãs Brancas em Sistemas Binários
Ocasionalmente, o brilho aparente de uma estrela torna-se entre 10 mil e 1 milhão de vezes maior. Esse fenômeno é chamado de
estrela nova.
O aumento de brilho
abrupto é seguido por um declínio gradual de brilho que pode se estender por vários meses.
Os astrônomos costumam observar de duas a três novas por ano, mas estima-se que a frequência estima-seja de 20/ano na Via Láctea.
Figura ao lado: Nova Herculis 1934;
Anãs Brancas em Sistemas Binários
Figura ao lado: Nova Herculis 1934;
Observações mostram que as novas ocorrem em
sistemas binários que contêm uma anã branca. Quando a companheira da anã branca evolui e
preenche o lóbulo de Roche, gás é transferido para a anã branca.
O H que vai se acumulando na superfície da anã branca esquenta e quando atinge , produz fusão nuclear.
A fusão ejeta o H num evento explosivo.
Anãs Brancas em Sistemas Binários
Algumas anãs brancas explodem totalmente quando recebem o gás da companheira. Este evento é chamado de supernova Tipo Ia.
Isso ocorre quando a massa da anã branca é aproximadamente , conhecido como limite de
Chandrasekhar. Quando o gás adicionado ultrapassa esse limite, o aumento da pressão no
interior da anã branca permite a fusão do carbono.
O processo se assemelha ao flash do He, pois a taxa de fusão do carbono dispara e, sem o envelope para equilibrar a pressão interna, a estrela explode.
A explosão produz vários isótopos radioativos. Por exemplo, um isótopo do Ni decai em um isótopo radioativo do Co emitindo luz.
A curva de luz da supernova apresenta um pico de . Isso faz com que as supernovas do tipo Ia sejam observadas de muito longe, ou seja, em outras galáxias, a mais de de distância.
Como todas têm um pico de luminosidade na mesma magnitude absoluta, ao medir sua magnitude aparente podemos determinar as distâncias de várias galáxias usando a relação
Estrelas de Grande Massa
Em estrelas da sequência principal com massa maior que , a força gravitacional é suficiente para comprimir e aquecer o núcleo ao ponto de permitir a fusão do C e O.
Estrelas de Grande Massa
A fusão do carbono produz elementos tais como Ne e Mg. Quando a temperatura atinge , ocorre a fusão do Ne produzindo O e Mg. Quando a temperatura atinge , ocorre a fusão do O
produzindo S, Si e P.
O processo de converter elementos de baixa massa em elementos de massa maior é chamado de
nucleossíntese. Cada estágio de fusão dura um tempo menor do que o anterior: a taxa de fusão é
maior e o número de núcleos atômicos disponíveis é menor. Por exemplo: para uma estrela de na sequência principal • A fusão do carbono dura 600 anos
• A fusão do neônio dura 1 ano • A fusão do oxigênio dura 6 meses
Após a fusão do oxigênio, a compressão gravitacional do núcleo o aquece até permitindo a fusão do silício. Em apenas 1 dia todo Si que havia no núcleo é convertido em Fe.
Cada estágio de fusão adiciona uma nova casca de matéria fora do núcleo (estrutura de cebola). Todos os fótons produzidos nas cascas mais aqueles produzidos no núcleo irão expandir o
envelope da estrela para um diâmetro igual ao diâmetro da órbita de Júpiter. A estrela se torna uma supergigante luminosa .
Estrelas de Grande Massa As taxas de perda de
massa pelos ventos
estelares são maiores que as perdas das gigantes. Figura ao lado: HD
148937 tem , idade e está localizada na constelação de Norma (4.200 al)
Betelgeuse é uma
supergigante luminosa a 470 al. Perde massa a . Os gases ejetados encontram-se a 10.000 UA e encontram-se
Estrelas de Grande Massa
Os prótons e nêutrons dos núcleos de Fe estão fortemente ligados. Não é possível extrair mais energia da fusão do Fe. Assim, os elétrons livres no núcleo da estrela equilibram o colapso gravitacional por pressão de degenerescência.
Porém, o acúmulo contínuo de Fe no núcleo devido a queima de Si na casca supera o limite de Chandrasekhar . Finalmente o núcleo colapsa.
Estrelas de Grande Massa
Quando o núcleo colapsa, em de segundo, a temperatura central atinge . Fótons de raios gama são emitidos quebrando os núcleos de Fe em prótons, nêutrons e elétrons.
Esse processo é chamado de fotodesintegração.
Passados mais de segundo, os elétrons e prótons são forçados a se fundirem produzindo nêutrons e liberando neutrinos. A densidade no núcleo em colapso é tão alta que consegue impedir a
Estrelas de Grande Massa
Após ¼ de segundo do início do colapso, a densidade atinge o valor de , que é a densidade nuclear. O núcleo, rico em nêutrons, endurece e resiste ao colapso. O núcleo então se dilata abruptamente num processo chamado de quique do núcleo.
Nesse momento, o gás em fusão nas cascas ficaram sem sustentação e estão afundando a uma velocidade maior que da velocidade da luz. O fluxo de neutrinos mais o quique do núcleo colidem violentamente com essas camadas.
Estrelas de Grande Massa
O impacto detém a dilatação do núcleo e inverte o sentido de movimento de queda do gás. Em apenas uma fração de segundo, um grande volume de matéria se move de volta em direção à superfície da estrela.
O movimento gera uma onda de choque que após algumas horas chega a superfície explodindo a estrela numa supernova do tipo II.
A luminosidade da supernova pode chegar a 100 bilhões de vezes a luminosidade do Sol. Ou seja, a supernova pode ser mais brilhante do que todas as estrelas da galáxia combinadas. Durante a explosão, o gás vai sendo comprimido pela onde de choque e pelos neutrinos de tal maneira que produz fusão criando uma variedade de elementos pesados. Além disso, a supernova também cria as maiores partículas de poeira do meio interestelar.
Assim, uma estrela de retorna para o meio interestelar mais de por meio do vento estelar, do gás ejetado nas fases de instabilidade e durante a explosão de supernova.
A curva de luz de uma supernova Tipo II é diferente daquele de uma supernova Tipo Ia. Além disso, seus espectros são ricos em H, ao contrário das de Tipo Ia.
Ambas apresentam um pico de brilho, no entanto a magnitude absoluta do Tipo II atinge no pico.
Remanescente de nebulosas
As observações indicam que a frequência de supernovas Tipo Ia é de 1 a
cada 36 anos enquanto que supernovas Tipo II ocorrem a cada 44 anos.
Assim, haveriam 5 supernovas explodindo por século.
Os gases ejetados viajam a velocidades supersônicas e quando
encontram regiões do meio interestelar mais densas, colidem com os
átomos emitindo luz.
O maior remanescente de supernova é a Nebulosa Goma de Mascar com
um diâmetro angular de 60º . Sua distância é de apenas 300 al. Estudos
sugerem que essa supernova explodiu há apenas 11 mil anos. Seu brilho
máximo pode ter sido equivalente ao brilho da Lua na fase de quarto
crescente.
Remanescente de supernovas Figura ao lado: imagem radio da supernova Cassiopeia A. Mas de 3100 remanescentes foram decobertas por ondas radio.
Da taxa de expansão do gás os astrônomos determinaram que essa supernova foi
observada na Terra há 300 anos.
Remanescente de supernovas Figura ao lado: imagem de raios X da supernova Cassiopeia A. Astrônomos descobriram que há 2 milhões de anos uma Associação OB passou a apenas 150 al da Terra e que uma ou mais supernovas desse grupo ocorreram na época. Esse evento
coincide com uma extinção em massa ocorrida na Terra naquela época.
Raios Cósmicos
Os raios cósmicos são principalmente núcleos de H, He, metais, elétrons
e pósitrons.
Muitos estão associados a explosões de supernovas. Porém,
recentemente foi descoberto que alguns raios cósmicos são gerados
quando remanescentes de supernovas atingem o meio interestelar.
Mais raros são os raios cósmicos ultra-alto energéticos. Eles são
provenientes de fora da nossa Galáxia, provavelmente emitido por
buracos negros no centro de outras galáxias.
Os raios cósmicos colidem com as moléculas da atmosfera terrestre a 15
km da superfície. Quando isso ocorre, ele cria uma chuva de raios
cósmicos, pois várias partículas são acelerada em direção a superfície.
A Supernova de 1987
Observada em 23/02/1987, SN 1987A explodiu na Grande Nuvem de Magalhães.
No início, seu brilho atingiu 1/10 da
luminosidade prevista. Seu brilho aumentou gradualmente nos 85 dias seguintes. Depois, começou a enfraquecer.
Figura ao lado: imagem da estrela antes da supernova. A LMC está a 160 mil a.l. de distância. Suas estrelas podem ser observadas
individualmente. A estrela que
explodiu era da classe B3 I.
A Supernova de 1987
Na sequência principal, essa estrela tinha . Seu caminho evolutivo pós-SP varia para direita e esquerda no diagrama HR.
Quando explodiu, a estrela era uma supergigante azul relativamente pequena. Assim, seu brilho foi apenas 1/10 do esperado.
A única informação do núcleo que podemos detectar é o neutrino. Os detectores Kamiokande II e IMB detectaram neutrinos um dia antes da explosão.
Essa detecção foi importante para
comprovar elementos da teoria de evolução estelar.
A Supernova de 1987 Imagem ao lado: SN 1987A observada pelo Hubble 9 anos após a explosão.
Vários anéis de gases
brilhantes são observados. Esse gás foi emitido 20 mil anos antes da explosão pelos ventos estelares. Esse gás se expandiu na forma de uma ampulheta devido a presença de algum obstáculo na direção do equador: gás ou uma
A Supernova de 1987 Na fase de supergigante azul, o gás ejetado
comprimiu os gases
ejetados anteriormente em três anéis: no equador e nas partes superior e inferior da ampulheta.
Os anéis brilham devido aos fótons emitidos pela Supernova.
Em 1998, os astrônomos observaram a interação do gás ejetado pela supernova com os anéis. O brilho dos anéis aumentou de
Estrelas de Nêutrons e Pulsares
Inspirados pela pressão de degenerescência eletrônica, Fritz Zwicky e
Walter Baade propuseram que os nêutrons também apresentavam uma
propriedade semelhante ao princípio de exclusão de Pauli.
A pressão de degenerescência de nêutrons seria suficiente para
estabilizar os núcleos estelares com massa superior ao limite de
Chandrasekhar .
Para isso ocorrer, a densidade do núcleo teria que ser (200 milhões de
vezes a densidade da anã branca) e o tamanho do objeto teria que ser de
(para um núcleo com massa de ).
Estrelas de Nêutrons e Pulsares
Em 1968, Jocelyn Bell detectou um objeto que emitia pulsos radio com um período
de . O objeto foi batizado de (Little Green Men 1).
Como vários outros objetos semelhantes foram descobertos, o fenômeno passou a ser
chamado de pulsar. Os períodos variavam entre e .
Estrelas de Nêutrons e Pulsares
No final de 1968, um pulsar foi descoberto na Nebulosa do Caranguejo, uma remanescente de Supernova.
Seu período é de e o cenário mais provável é que fosse um objeto que girasse.
A sugestão de que
pudessem ser anãs brancas foi descartada quando outro pulsar com frequência de foi descoberto.
A única explicação que restou é que só poderiam ser estrelas de nêutrons.
Estrelas de Nêutrons e Pulsares
A Supernova que deu origem a remanescente do Caranguejo foi observada e registrada
por índios americanos e por chineses em 1054. Ela está a 6 mil a.l. de distância e tem
um tamanho angular de 4 x 6 arcmin (7 x 10 a.l.).
Estrelas de Nêutrons e Pulsares
Por que as estrelas de nêutrons giram tão rápido? A resposta está na
conservação do momento angular.
Quando o núcleo da estrela se colapsa para um tamanho de , o momento
de inércia diminui. Consequentemente, sua velocidade angular aumenta
mantendo o momento angular constante .
Estrelas de Nêutrons e Pulsares Como elas emitem pulsos de energia eletromagnética? A resposta está na estrutura de seus campos magnéticos. A intensidade do campo magnético de um núcleo colapsado é vezes maior que o campo magnético terrestre.
À medida que a estrela gira, o campo magnético gera um intenso campo
elétrico que atua nos prótons e elétrons na sua superfície.
Essa interação produz um feixe de partículas que escapam pelos polos magnéticos emitindo radiação.
Estrelas de Nêutrons e Pulsares Como o eixo de rotação da estrela de nêutrons não coincide com o eixo do campo magnético, o feixe de radiação muda rapidamente de direção.
Esse modelo é conhecido como modelo
do farol.
As partículas aceleradas emitem desde ondas radio quanto raios gamma.
Como os pulsares utilizam parte de sua energia de rotação para criar o pulso, sua velocidade diminui à medida que
envelhecem.
Quanto mais velho o pulsar menos radiação visível ele emitem, sendo detectados apenas no radio.
O pulsar da Vela é o mais lento pulsar detectado no visível .
Estrelas de Nêutrons e Magnetares
Estrelas de nêutrons com características excepcionais podem gerar campos magnéticos
de vezes mais intensos que o terrestre:
• Convecção
Esses objetos são chamados de magnetares e os intensos campos magnéticos deformam
sua superfície a ponto de emitirem explosões de raios X e raios gama.
Porém, a interação do campo magnético com o gás da vizinhança diminui rapidamente
a taxa de rotação. Após anos a frequência reduz para .
Em 2006, radioastrônomos descobriram outro tipo de emissão de estrelas de nêutrons.
Os chamados transientes em rádio rotatórios esses objetos emitem pulsos de rádio de
uma forma muito irregular. Provavelmente, são antigos pulsares ou magnetares que
diminuíram a velocidade de rotação.
Estrutura Interna de uma Estrela de Nêutrons
Os modelos teóricos mostram que o núcleo é formado por prótons com propriedades de supercondutores e nêutrons com propriedades de superfluidos.
Em volta do núcleo existe uma camada de superfluido de nêutrons. A superfície é formada por uma crosta sólida de
núcleos densos e elétrons.
Há evidências epectroscópicas de que uma estrela de nêutrons pode ter uma atmosfera.
Cálculos indicam que a crosta da estrela de nêutrons pode sofrer abalos sísmicos. Esses abalos produzem um aumento na taxa de rotação e são conhecidos como
