Evolução de Estrelas de Alta Massa
Sandra dos Anjos
IAG/USP
AGA 210 – 2° semestre/2016
www.astro.iag.usp.br/~aga210/
Evolução de Estrelas de Alta Massa
Supernova Tipo II
Estrelas de Nêutrons
Pulsares
Buracos Negros
Agradecimentos: Prof. Gastão B. Lima Neto e Prof. Vera Jatenco
A Vida de Estrelas de Alta Massa
As fases de evolução de estrelas massivas, com M > ≈ 8 M
☉, ocorrem
muito
mais rapidamente
do que
a de estrelas de baixa massa.
Estrelas massivas
também ficam na SP durante a maior parte de suas
vidas
, enquanto estão convertendo
H -> He,
resultado das reações termonucleares ou da queima de
combustível (H) no caroço da estrela.
As estrelas massivas sofrem
muitos estágios de “queima nuclear”
devido as
altas temperaturas causadas pela compressão gravitacional na região
central da estrela. Como consequência:
- sofrem múltiplas fases de Gigantes Vermelhas
- geram como resultado das reações termonucleares via reações
exotérmicas (que liberam calor e
transferem para o meio), o produto final que é o
Ferro (Fe).
Estágios de formação de
elementos mais pesados do que o Fe
requerem
mais energia do que eles produzem, e a estrela então vai sofrer
mudanças catastróficas
O que os Cálculos de Modelos consideram ?
Além do
equilíbrio hidrostático
, os modelos estelares utilizam várias
correlações que descrevem processos físicos que ocorrem no centro das
estrelas como o fato de a
temperatura, densidade e pressão
, todos, estarem
dramaticamente aumentando em direção ao centro da estrela...
A
composição química
de todas as estrelas (baixa e alta massa)
é similar
,
com o H sendo o mais abundante, seguido pelo He, sendo que os outros
elementos contribuem com pequena fração do total.
A
composição do caroço da estrela muda com o tempo
como consequência
das reações nucleares.
As reações de transformação de H -> He ocorrem em estrelas de alta e
baixa massa, porém as reações que produzem os elementos mais pesados
depende da massa da estrela:
- Estrelas de baixa massa produzem He as custas do domínio de reações
da
“Cadeia proton-proton”
Cálculos de Modelos...
O
transporte de energia
gerada no centro da estrela depende fundamentalmente da
variação da temperatura do centro para as camadas mais externas
. Em locais
onde T muda rapidamente, o transporte convectivo domina.
Para estrelas que se posicionam na porção inferior da SP
, incluindo o Sol, o
transporte radiativo domina
Para estrelas que se posicionam na porção superior da SP
, o transporte
convectivo ocorre no caroço da estrela, enquanto que nas camadas externas da
estrela o mecanismo dominate será o transporte radiativo.
Estrelas da porção superior da SP perdem massa durante a vida causada por ventos estelares de alta velocidade (2000 ou 3000 Km/s).
A causa dos ventos não é completamente entendida e pode estar associada a aceleração causada pela pressão de radiação.
Gigantes e Supergigantes, tem ventos com velocidade menor, da ordem de 20 km/s A perda de massa por ventos pode atingir a ordem de 1 M☉ a cada 100.000 anos e
esta perda afeta a evolução da estrela
Vamos ver com mais detalhes estas características....
Estrelas de Alta Massa
Massas maiores do que ≈ 8 massas solares: M > ≈ 8 M
☉A trajetória pós-sequência principal ocorre porque houve o esgotamento do combustível (H) no núcleo.
É principalmente horizontal (ver fig.), implicando em:
– mesma luminosidade. – o raio expande e faz a
temperatura superficial diminuir
Não há o flash do hélio
:
– fusão de He começa sem explosão, antes do caroço ter contraído muito.
– para estrelas de 4 MᏫ, a fusão do hélio começa em (a).
4M 15 M
20 M
Estrelas de Alta Massa
...comparando as trajetórias evolutivas da estrelas de baixa e alta massa
4M 15 M
20 M
Estrelas de Alta Massa
...comparando as trajetórias evolutivas da estrelas de baixa e alta massa
•
A evolução é muito rápida.
•
Antes de se tornar uma gigante
vermelha começa a queima de He.
•
A nucleossíntese prossegue além do
carbono.
4M 15 M
20 M
Estrelas de Alta Massa
...estrutura interna
Para massas M > ≈ 8 M
☉• Estrutura interna difere devido aos diferentes tipos de transporte da energia gerada no caroço da estrela:
alta massa
massa solar
baixa massa
Estrelas de Alta Massa
massas M > ≈ 8 M
☉Elementos como nitrogênio, oxigênio,
neônio, magnésio,...,
até o ferro (Fe)
são
sintetizados.
•
Mudanças são tão rápidas que as
camadas externas não tem tempo de
responder aos sucessivos ciclos de
exautão e ignição no caroço...promovendo
uma mudança constante a direita no
D-HR, antes de chegar ao
estágio final
(SN).
4M 15 M
20 M
Evolução de Estrelas de Diferentes Massas
Estrelas de Alta Massa
Ex: Betelgeuse
M > ≈ 8 M
☉• A estrela tem uma estrutura de
camadas (“cebola”)
• Núcleo de Fe tem raio ~
R
Terra. • Envelope tem raio ~ 5 U.A.(órbita de Júpiter).
A fusão nuclear termina no
Ferro
(só um pouco de níquel é sintetizado).Estrelas de Alta Massa
M > ≈ 8 M
☉ • Caracterizadas por períodos de equilíbrio e instabilidade. • Muita perda de massa por ventos estelares.• Temperatura e densidade central aumentam.
• Para uma estrela de 20 MᏫ, queima de: – H: 107 anos; – He: 106 anos; – C: 1000 anos; – O: 1 ano; – Si: 1 semana; Caroço de Fe formado em 1 dia!
Estágios Finais de Estrelas de Alta Massa
•
No caroço de ferro não há mais produção de energia, a contração gravitacional
acelera e a temperatura aumenta....
•
Quando a temperatura alcança ≈
10 bilhões de graus
o ferro é foto-desintegrado:
– o ferro é literalmente atomizado em prótons e nêutrons.
•
A foto-desintegração é um processo que consome energia. Há ainda menos energia
para equilibrar a estrela, o que acarreta em um colapso mais acelerado.
•
Agora o núcleo consiste de elétrons, prótons, nêutrons e fótons a densidades
muito altas e ainda colapsando.
•
Conforme a densidade aumenta ocorre a produção de neutrons da seguinte forma :
prótons + elétrons
→
nêutrons
+ neutrinos
Energia de Ligação
...energia necessária para separar um núcleo em seus prótons e neutrons
• Diferença entre energia de ligação de dois átomos é liberada numa fusão nuclear... Mais detalhes veja http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node12.htm
Energia de Ligação
• Diferença entre energia de ligação de dois átomos é liberada numa fusão nuclear... • Mas só até o ferro! Depois a fusão necessita de energia.
Estágios Finais de Estrelas de Alta Massa
Nesse ponto os nêutrons passam a ser comprimidos entre si, causando agora um estado de
degenerescência de nêutrons. Neste estado de densidade muito alta, a pressão aumenta
rapidamente até o ponto em que ela passa a independer da temperatura do gás. Neste ponto, o gás passa a agir quase como um sólido....
A pressão causada pelos nêutrons degenerados é capaz de reduzir o colapso gravitacional do núcleo estelar. A densidade pode chegar a níveis muito altos (~1018 kg . m-3) antes que o núcleo
estelar possa voltar a expandir e o equilíbrio não é alcançado.
• Da mesma forma que uma bola ao ser jogada em alta velocidade contra um muro, é comprimida, pára e retorna em rebatida, o núcleo estelar se expande violentamente em reação à compressão interrompida.
• Uma enorme onda de choque através da estrela faz com que suas camadas externas se desloquem num evento explosivo, levando toda matéria para o meio interestelar.
Supernovas
•
A supernova formada pelo colapso do caroço é chamada de Tipo II.
•
Sua energia é comparável à luminosidade de todas as estrelas de uma galáxia:
– alcança magnitude absoluta ~ –18. (A magnitude aparente da Lua é -12,7).
nebulosa do carangueijo => resto de Supernova
“Vassoura da Bruxa”,
Supernova 1987A
Supernova 1987A
•
A última supernova visível a olho nu foi em 1987, uma estrela que explodiu na
Grande Nuvem de Magalhães (uma vizinha da Via Láctea, a 45 kpc).
•
A estrela progenitora era uma gigante azul de 25 vezes a massa do Sol.
imagem do HST de 1994
Supernova
•
Nebulosa do Caranguejo (constelação de Touro), a 2000 pc.
•
Resto da supernova que foi observada a olho nu em 1054.
Supernova
•
Supernova em outra galáxia (note seu brilho em comparação com o resto da galáxia).
•
Como são muito brilhantes, podemos observá-las de longe.
estas são estrelas da nossa própria galáxia
esta é a supernova
Estágios Finais de Estrelas de Alta Massa
De Gigante Vermelha até Estrela de Nêutrons
• gigante vermelha
• colapso do caroço; Supernova tipo II
• estrela de nêutrons + resto de supernova
Estrelas de Nêutrons
Se a massa for maior do que 1,4 M
☉, então temos a formação de uma estrela
de nêutrons:
elétrons + próton –> nêutron + neutrino
•
Este limite é chamado de “limite de Chandrasekhar”
– Subrahmanyan Chandrasekhar, Prêmio Nobel 1983.
•
Tem um pouco mais que a massa do Sol em um diâmetro de ~20 km!
Estrelas de Nêutrons
• Uma estrela de nêutrons comparada com a região metropolitana da Grande São Paulo.
• Lembrando que esta estrela tem ~1,4 massas solares. • Soltando um corpo a 1 metro
de altura da superfície de uma estrela de nêutrons:
– este corpo chegaria na superfície com 1750 km/s em 0,001 milisegundos.
– 10 kg chegaria na superfície com energia de 4 quiloton.
Pulsar
• Estrela de nêutrons onde o eixo de rotação não coincide com o eixo do campo magnético.
– partículas e radiação são emitidos na direção dos pólos magnéticos do pulsar.
• O sinal é periódico e extremamente regular. • Descobertos em 1967
por Jocelyn Bell.
– por certo tempo,
acreditou-se que era um sinal de ETs...
“som” do pulsar Vela, resto de uma
supernova de 10 mil anos, que gira 11 vezes por segundo:
"Ora (direis) ouvir estrelas! Certo
Perdeste o senso"! E eu vos direi, no entanto, Que, para ouvi-las, muita vez desperto
E abro as janelas, pálido de espanto..."
Olavo Bilac
Pulsar
O pulso de um pulsar dura entre alguns segundos até alguns milisegundos (giram muito rapidamente).
• Vemos o pulsar porque o feixe de radiação passa por nós. • O pulso é observado em
rádio, mas a estrela de nêutrons emite (pouco) no visível.
Pulsar
Estágios Finais de Evolução Estelar
...como estrelas de alta e baixa massa terminam suas vidas...
Em síntese, temos a seguinte situação:→
Uma estrela de baixa massa se transforma em Nebulosa Planetária durante sua evolução. Esta estrela perde parte de sua massa devido a perda do envelope.Se a estrela restante tiver massa ~1,4 MᏫ a estrela vai evoluir para:
- Anã Branca: que fica em equilíbrio devido a pressão dos elétrons degenerados
→ Uma estrela de alta massa se transforma em Supernova de tipo II. Se após a
explosão sobrar uma estrela com massa entre ~1,4 MᏫ < M < ~ 3MᏫ a estrela evolui para:
- Estrela de nêutrons: fica em equilíbrio devido a pressão dos nêutrons degenerados. --> Se o resto da estrela tiver mais que ~3 MᏫ:
Não haverá equilíbrio, nada segura o peso do resto da estrela, e a gravidade
“vence” a pressão, desestabilizando o equilíbrio. A densidade será imensa e ela evolui para: BURACO NEGRO
Buraco Negro
•
Já havia sido imaginado por Laplace no final do séc. XVIII:
Conceitualmente:
um corpo com gravidade tão elevada que mesmo a luz não
pode escapar.
•
Mas a teoria de buracos negros só pôde ser desenvolvida satisfatoriamente
após a teoria da relatividade geral de Albert Einstein de 1915.
•
Schwarzschild (1916) descobre a primeira descrição relativística de um buraco
Buraco Negro
•
Visão relativística de um Buraco Negro:
deformação do espaço-tempo, de onde nem a luz pode escapar
analogia em 2 dimensões da deformação do espaço
Buraco Negro
Outra visão relativística de um Buraco Negro, possivelmente a melhor definição: ...singularidade cercada por um horizonte de eventos, de onde nem a luz pode escapar
Existe uma região limite denominada horizonte de eventos, caracterizada pelo Raio de Schwarzschild (RSch), a partir do qual nada consegue escapar, por isto, sem comunicação com o meio externo.
Todo corpo que for comprimido a um raio menor do que o do seu horizonte de eventos (RSch) vai colapsar a um ponto no qual a densidade é infinita. Esta condição é definida como sendo uma singularidade. Analogia em 2 dimensões da deformação do espaço horizonte de eventos
singularidade
Buraco Negro
•
G => constante gravitacional
c => velocidade da luz.
•
Um buraco negro com a massa...
– da Terra teria 17,7 mm de diâmetro e dens. 1,2x1026 g/cm3 (120 milhões GigaToneladas/mm3)
– do Sol teria 5,9 km de diâmetro e 1,1x1015 g/cm3
– com 3 MᏫ teria 17,7 km de diâmetro e densidade 1,2x1014 g/cm3 (120 mil toneladas/mm3)
raio de Schwarzschild
=
2G
c
2x massa
Raio de Schwarzschild: O tamanho (raio) de um buraco negro é proporcional a sua massa, como mostra a equação abaixo
Buraco Negro
• Como nem a luz escapa de um buraco negro (por isso o nome) não podemos observá-lo diretamente.
• Mas se tem matéria que cai no BN, esta matéria se aquece e emite radiação. Esta radiação pode revelar a presença do BN.
• Além disto, a interação com o campo magnético provoca a ejeção de partículas (jatos).
Nuvem molecular
Ciclo de uma Estrela Massiva
•
Estrelas massivas vêm do meio interestelar e terminam como supernova de
tipo II, enriquecendo o meio com novos elementos pesados.
•
Existem as SN de tipo Ia que é um fenômeno relacionado a binárias.
Veremos no próximo roteiro....
Ciclo de uma
estrela massiva
Supergigante vermelha Supernova tipo II buraco negro estrela de nêutrons material recicladoComparação do Ciclo de Vida de uma Estrela Massiva & Estrela de Baixa Massa
• Estrelas massivas evoluem para Supernovas Tipo II, e acabam em seus estágios finais de vida como Estrelas de Neutrons, se a massa da estrela que restou estiver entre os limites de
~1,4 MᏫ < M < ~ 3MᏫ.
Evoluem para Buracos Negros, se a M ≈ 3MᏫ
Ao explodirem ejetam o material pesado para o MIS, material este produzido durante todas as fases de evolução anteriores enriquecendo o meio com novos elementos pesados
Estrelas de baixa massa evoluem para Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas
Ver mais detalhes sobre as condições de equilíbrio
em cada caso no slide 29... Supergigante vermelha Supernova tipo II buraco negro Estrela Nêutrons Material Reciclado Resíduo da explosão da SN Nuvem Molecular
Síntese da Evolução Estelar
Uma pequena observação a respeito de como estrelas muito
luminosas influenciam e criam “objetos” no MIS
Regiões HII
•
As jovens estrelas tipo O e B emitem muita radiação ultravioleta.
– espectro de corpo negro, com temperatura > 10.000K.
•
Ionizam o hidrogênio que está nas proximidades e....
Criam as chamadas regiões HII
Nomenclatura Espectroscópica
hidrogênio neutro -> HI
hidrogênio 1 vez ionizado -> HII hélio neutro -> HeI
hélio 1 vez ionizado -> HeII hélio 2 vezes ionizado -> HeIII Fe que perdeu 13 elétrons -> FeXIV
Regiões HII
• Regiões HII na galáxia M51
espectro típico de uma região HII
Formação de Estrelas nas Espirais
• Nas galáxias espirais, há compressão das nuvens de gás nos braços.
• Induz à formação estelar. • Outras formas de induzir
formação estelar:
– Explosão de Supernovas; – Colisão de galáxias.
