Evolução Estelar – Estágios Avancados
Cap. 12
Elisabete M. de Gouveia Dal Pino
Chaisson & McMillan (caps. 12 e 13)
Zeilik-Gregory-Smith (cap. 16 e 17)
Apostila (Cap. 12)
Massa: fator determinante para o Fim
Vimos que estrelas na SP: L* M* 3,3
L* / L = (M* / M)3,3
Tempo de vida da estrela (t*): depende da E que tem armazenada
(massa . c2) e da taxa com que despende energia (L):
t* M* / L*
_t* = M* / M = (M* / M)-2,3
t
(M* / M)3,3
Evolução após a Seqüência Principal
Na SP: lenta transformação do H em He FG = Fp
Para estrela M = 1 M
: ~ 10 bilhões de anos depois que
chegou na SP: termina quase todo H do núcleo
Sem produção de radiação:
Pc mas FG não diminui o core (caroço)
estelar de He começa a contrair.
A estrutura da estrela muda deixa a SP e começa a morrer
Vimos que para haver a fusão do H: Tc ~ 107 K
Para fusão do He: força de repulsão nuclear é >
Tc ~ 108 K deve ser atingida para começar a fusao do He!
Evolução após a Seqüência Principal
Com o fim da fusão nuclear:
Pc
aumento de Tc (T>>107 K,
mas inicialmente: T< 108 K) e do
calor nas camadas + externas
107 <T< 108 K: queima de H
fica + intensa na camada em
volta do caroço: gerando energia
mais rapidamente do que era
produzido na fase da SP
Apesar da queima de
combustível no core mais interno
da estrela ter terminado: ela agora
passa a brilhar mais.
Gigantes Vermelhas
Nessa altura: core de He continua contraindo pois
sua Pc
Camada em volta queimando 4 H He a taxa
crescente: aumenta P de radiação:
impele as camadas mais externas: raio aumenta
Com a expansão: diminuição da Ts
gigante vermelha: processo 100 milhões de
anos.
Gigantes Vermelhas
Trajetória no Diagrama HR:
Com Ts e R : * caminha
para a direita e suavemente para
cima no diagrama HR (L ):
ramo das sub-gigantes (8)
R ~ 3 R
,
Grande quantidade de E: levada
por convecção para superfície:
rápido L, sem variação da Ts :
ramo das gigantes vermelhas
(9)
Gigantes Vermelhas
~ alguns 100 milhões de anos depois de ter deixado SP:
Pc 108 kg m-3 e Tc 108 K :
fusão do He (em C)
densidade e T tão altos no core que: Física clássica não mais
válida
Mecânica quântica:
enorme quantidade de elétrons livres em estado degenerado:
P nkT
P deg : sustenta o núcleo estelar contra o colapso
gravitacional
P deg f(T) : NÃO depende de T !
Flash do He
Como P deg f(T) : aumento de Tc (devido à queima do He) não leva a
um aumento de Pc (o qual deveria
causar expansão na estrela e
esfriamento, que por sua vez diminuiria
a taxa de fusão nuclear, levando a um
equilíbrio)
o núcleo estelar não se estabiliza:
Pdeg~cte mas Tc cresce
continuamente
aumentando drasticamente a taxa
de fusão nuclear
explosão chamada flash de
hélio (9)
P térmica = nkT restabelecida: o
core se expande, a densidade diminui
e um novo equilíbrio é atingido.
Núcleo estelar de carbono
fusão He C: ocorre em
estado de estabilidade:
estrela passa para
Ramo Horizontal (10)
Nessa fase:
Energia produzida pela
fusão do He é utilizada para
o re-arranjo do núcleo
estelar
L não aumenta.
Núcleo estelar de carbono
~ dezenas de milhões de anos depois do
flash de He:
novo núcleo estelar foi formado: C
Camada mais externa de H: não em fusão e expande ainda mais: Ts
e L crescem :
supergigantes vermelhas (11)
Confirmação da Teoria de EE
Um exemplo da confirmação
dessas previsões teóricas é o
Diagrama H-R de um
aglomerado globular
Supergigante Vermelha
Núcleo (core) da supergigante vermelha (progenitora 1MS):
não é quente o suficiente (Tc<6x108K) para
continuar fusão nuclear e transformar C em
elementos mais pesados.
Com baixa P térmica: core continua a
diminuir sob efeito de FG
Quando densidade do core ~ 1010 Kg m-3:
os elétrons novamente tão próximos entre si, que o
gás não pode mais ser comprimido (degenerados).
Contração do core PÁRA:
Tc estabiliza e E é produzida apenas nas
camadas mais externas (queima de H e He)
Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas
Com aumento de radiação
produzida pela recombinação de
elétrons com núcleos:
envoltório estelar: é ejetado
com v ~ dezenas de km/s.
A estrela dividida em duas
componentes.
núcleo central muito
pequeno, quente e de alta
densidade, com apenas algumas
camadas externas onde ocorre
queima de He em C.
outra componente: material
ejetado, mais frio e difuso:
Nebulosa Planetária (NP) (12)
Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas
O núcleo remanescente da estrela
(no centro da nebulosa planetária):
composto principalmente de C,
continua visível por um tempo
graças ao calor que armazenou:
Estrela Anã Branca (13)
muito quente e densa.
R ~ raio da Terra,
M ~ 0,5 M
Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas
Nebulosa Planetária: continua
expandindo, tornando-se cada vez mais
difusa e fria, ao mesmo tempo que
enriquece o meio interestelar com He e C
que foram dragados do interior, por
movimentos de convecção, durante os
últimos anos de sua existência.
Ciclo de vida do Sol
nuvem glóbulo protoestrela Sol
Sol gigante
vermelha
anã
branca
anã
negra
colapso colapso colapso
estável
por 10
bilhões
de anos
expansão Perda
camadas
externas
esfriamento
Estrelas mais massivas que o Sol
Todas estrelas deixam SP
quando H do núcleo estelar
acaba (caroço de He):
Todas seguem para região das
gigantes vermelhas
Estrelas de 1 M
, 4 M
e 15 M
:
Quanto > M: < densidade interna
quando T de fusão do He é atingida
contribuição da P de elétrons
degenerados será menor.
Isso resulta núcleo estelar
mais estável durante produção
do C.
Sem flash do He (ex. M = 4
M
).
Estrelas mais massivas que o Sol
M> 8 M
:
O núcleo estelar se
desenvolve tão rapidamente:
que a estrela inicia fusão de
He antes de chegar na regiao
das gigantes vermelhas
T interna níveis necessários
para fusão do C em elementos
mais pesados.
Ela passa pelas várias etapas
de fusão nuclear sem passar
por drásticas alterações (ex.
M =15 M )
Estrelas mais massivas que o Sol Na periferia + fria do núcleo
estelar: queima do H He
Nas camadas subseqüentes: He
C; fusão de elementos + pesados
como: O, Ne, Mg, Si, até o Fe no
core.
A cada período entre equilíbrio e
instabilidade: Tc , as reações
nucleares se aceleram e E gerada
sustenta estrela contra colapso.
A duração desses eventos: cada vez
mais curta:
estrela M = 20 M : a queima de H
se dá ~107 anos, He ~106 anos, C
~103 anos, O ~1 ano, Si~1 semana,
e o núcleo estelar formado de Fe
se desenvolve em < 1 dia !
Interior de uma
estrela massiva
muito evoluída.
As camadas se
distribuem na
forma de cascas
de cebola, as
quais contém
progressivamente
elementos mais
pesados, raios
cada vez menores
e temperaturas
mais elevadas.
Formação dos elementos mais pesados
A queima do caroço estelar é acompanhada pela queima nas camadas vizinhas:
• Estrutura tipo “casca de cebola”.
• A formação de um núcleo mais pesado a partir de um núcleo mais leve libera energia.
• Prossegue até o Fe56, a partir do qual as reações deixam de ser exotérmicas (liberam energia).
• A partir do Fe56 : somente fissão dos elementos gera energia.
Reações nucleares para estrelas massivas 8 < M/M
< 100 ; Tc ~ 109 K
C12 + He4 O16 +
O16 + He4 Ne20 +
Ne20 + He4 Mg24 +
Para T > 109 K
queima do Ne processo de fotodesintegração
Ne20 + O16 + He4
Ne20 + He4 Mg24 +
Ne20 + Ne20 O16 + Mg24 +
O16 + O16 S32 +
Estrelas mais massivas que o Sol
Átomo de Fe: tão massivo sua fusão para gerar elementos mais
pesados não gera energia (absorve energia).
Fim definitivo da produção de energia no core da estrela
(por nucleossintese), mesmo estando a altas temperaturas:
Pc não suficiente para sustentar a enorme FG: implosão
estelar.
Tc para 109 K: suficiente para gerar fótons energéticos
capazes de quebrar os átomos Fe em elementos mais leves (fissao)
e dividir tais elementos até que restem somente p + n
processo chamado fotodesintegração.
Altas Es são consumidas na fotodesintegração o núcleo estelar
esfria, diminuindo ainda mais Pc colapso mais acelerado.
da densidade: p + el combinados para produzir mais n, até
densidades ~ 1015 kg m-3 n passam a ser comprimidos entre si
degenerescência de nêutrons
Explosão de Supernova
P dos n degenerados:
reduz colapso gravitacional do núcleo estelar - mas densidade
níveis muito altos (~1018 kg m-3) antes que o núcleo estelar possa
voltar a expandir equilíbrio não é mais alcançado
Tal como bola ao ser jogada em alta velocidade contra um
muro, é comprimida, pára e retorna em rebatida:
o núcleo estelar rebota 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 inclusive Fe do núcleo interno para o meio
interestelar:
explosão de supernova (colapso do núcleo)
Uma morte espetacular para as estrelas de altas massas
Explosão de Supernova
2 tipos de supernovas:
Tipo II: o que acabamos de ver da explosão de estrelas massivas
Tipo I: da explosão de estrelas de < massa
Colapso de anã branca normalmente: impedido quando P de
elétrons degenerados torna-se importante.
Se anã branca tem M > 1,4 M
(limite de Chandrasekhar):
P deg não suficiente para evitar o colapso gravitacional.
Com aumento repentino de T: fusão do C em toda anã
branca e ela detona
supernova do tipo I
Estrela de Nêutrons
Supernova de tipo I: NADA RESTA da estrela original após
explosão !
Supernova de tipo II: a explosão deixa pequena e compacta
remanescente em seu centro.
A explosão: deixa intacta a parte mais interna do núcleo estelar
composto basicamente de nêutrons
estrela de nêutrons (o que sobrou da explosão da SN)
• tamanho ~ 20 km,
• M > 1 M solar,
• densidade ~ 1017 - 1018 kg m-3 ( ~ bilhões de vezes mais densa
que uma anã branca)
• alta velocidade de rotação: P ~ frações de segundo
(conservação de momento angular)
• campo magnético ~trilhões Bterra (compressão das linhas de
campo, durante o processo de contração)
Pulsares
A primeira detecção de
estrela de nêutron (1967):
Emissão rádio pulsante com
freqüência muito precisa.
Pulsar: compacta estrela
de nêutrons, com eixo de
rotação não coincidente com o
feixe de radiação:
Flashes (pulsos) de
radiação são detectados a
cada rotação da estrela cada
vez que o feixe de radiação
aponta para linha de visada:
como um farol
Buracos Negros
Assim como em anãs brancas com M > 1,4 M
: P de
elétrons degenerados não é suficiente para impedir o
colapso gravitacional
Em estrelas de nêutrons com M > 3 M
:
P de nêutrons degenerados não pode evitar
o colapso gravitacional
Com R : gravidade atinge tais níveis, que nem
mesmo a luz consegue escapar desse objeto:
buraco negro (BN)
Buracos Negros: Física básica
Condições físicas nas vizinhanças de um buraco negro:
Teoria geral da relatividade (descreve circunstâncias em que as
velocidades alcançam velocidade da luz (maxima) em regiões de
intensos campos gravitacionais):
Sabemos que velocidade de escape:
se R diminuir gradualmete: gravidade : > vesc:
Qual a velocidade para um objeto (m) escapar (mecanica classica)?
mv2/2= GMm/R vesc = (2 GM/R)1/2
Se máxima vesc = c Rs = 2 G M/c2 = 3 (M/Msol) km
Rs = 3 (M/Msol) km Raio de Schwarzschild
Buracos Negros
Se R Rs = 3 (M/Msol) km
nem luz escapa : BN:
Para estrela M= 1 M
: Rs = 3 Km
Relatividade Geral: Todo corpo
massivo causa curvatura no espaço à
sua volta e todos os outros objetos
seguem trajetórias curvas na sua
vizinhança
BN: tudo que estiver à sua volta cai
dentro dele