Evolução Estelar II
Introdução à
Evolução Estelar
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O processo evolutivo…
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O curso de Ev. Estelar II…
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Como obter uma visão geral?
Diagrama H-R
Quadro evolutivo dos diversos tipos de objetos
celestes
Possibilidade de estudar classes diferentes num
mesmo aglomerado globular (mesmas condições
iniciais, distância e composição química)
Para um mesmo objeto, define claramente a
dependência Luminosidade x Temperatura efetiva,
para uma dada massa inicial.
Define também as regiões proibidas antes da estrela
chegar na sequência principal (protoestrela)
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O meio interestelar
De onde as estrelas vêm? Material no
meio interestelar
Composição típica: hidrogênio, hélio e
algumas moléculas complexas
Poeira e metais também são
encontrados.
Matéria prima para formação de
estrelas: nuvens moleculares
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Formação estelar
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Formação estelar
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Da gestação ao nascimento…
Massa inicial > 100 M0 e raio inicial da
ordem de 1018 – 1019 cm (R0 = 7x1010
cm).
Contração após atingir o limite de
Jeans, de acordo com a escala de tempo
de Kelvin-Helmholtz.
Movimento ao longo da linha de Hayashi.
Início da queima nuclear ao entrar na
sequência principal (ZAMS).
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Os passos…
Nuvem de gás
Fragmentação
Protoestrela
Contração (via inst. Helmholtz)
Trajetória de Hayashi
Ignição
Ajuste à sequência principal
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Formacão estelar
Nuvens densas, escuras e frias no meio
interestelar
Dimensões típicas: 1014 – 1015 km
Massas típicas: ~ 100 – 1000 massas solares
Composição química: principalmente
hidrogênio atômico e molecular
Início do colapso causado por instabilidade
gravitacional devida a fatores externos
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Formacão estelar
Nuvens densas, escuras e frias no meio
interestelar
Dimensões típicas: 1014 – 1015 km
Massas típicas: ~ 100 – 1000 massas solares
Composição química: principalmente
hidrogênio atômico e molecular
Início do colapso causado por instabilidade
gravitacional devida a fatores externos
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Formacão estelar
Nuvens densas, escuras e frias no meio
interestelar
Dimensões típicas: 1014 – 1015 km
Massas típicas: ~ 100 – 1000 massas solares
Composição química: principalmente
hidrogênio atômico e molecular
Início do colapso causado por instabilidade
gravitacional devida a fatores externos
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Formação estelar
Estrelas se formam no interior de nuvens
moleculares (frias, densas e escuras)
Regiões frias, causando aglomerações locais
Formação estelar começa quando as partes
internas da nuvem colapsam.
Mnúcleos ~ 104 M0.
Núcleos se fragmentam em caroços (r ~ 1 pc,
M ~ 10-50 M0.
Esses caroços tornam-se protoestrelas, num
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Estágio protoestelar
Traço evolutivo seguido por
contração do fragmento da
nuvem
Grande luminosidade é
resultante do tamanho da
nuvem de gás
Etapa 4: fase de contração
Kelvin-Helmholtz
Calor interno gradualmente
é irradiado por difusão
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Estágio protoestelar
Etapas 4 a 6: linha de
Hayashi
Locus das chamadas
estrelas T Tauri
Luminosidade cai
drasticamente durante a
contração; temperatura do
núcleo atinge ~ 5x106 K
Calor e gravidade competem
nos estágios 6 e 7 até o
início da fusão nuclear (T ~
107 K)
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Na sequência principal (SP)...
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Na sequência principal (SP)...
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Cenários de formação estelar
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Na SP...
Evolução de acordo com a massa e a
composicão química inicial
Queima de H: 90% do tempo, que
equivale ao tempo de permanência na
SP!
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Questões não respondidas...
Por que 90% das estrelas conhecidas
encontram-se na SP?
Por que a massa é tão importante na
determinação da trajetória evolutiva da
estrela?
Como uma estrela de 1 massa solar pode ser,
em épocas diferentes, uma T-Tauri, uma
gigante vermelha e uma anã branca?
Por que e como anãs brancas e gigantes
vermelhas são diferentes das estrelas da SP?
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Evolução para fora da SP...
Processos sucessivos de queima de
combustível nuclear, exaustão e contração.
A cada nova contração (que depende da
massa inicial) o interior da estrela se aquece
e passa a queimar elementos mais pesados.
Expansão do envelope de H
vermelha!
gigante
A partir deste estágio há uma divisão das
trajetórias...
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Evolução para fora da SP...
Para estrelas de baixa massa:
Ao esgotar o hidrogênio no núcleo, a
estrela encolhe lentamente.
A temperatura no núcleo ainda não é capaz
de queimar hélio, mas cresce a ponto de
queimar o hidrogênio nas bordas do núcleo.
Recomeça a fusão nuclear do hidrogênio
restante.
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Só para lembrar novamente…
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E uma gigante vermelha?
Núcleo quente (elétrons degenerados) e
envelope bastante frio.
Gigante (raio grande) vermelha (baixa
temperatura superficial)!!!!!
Causada pelo excesso de temperatura
na camada externa de hidrogênio,
aumentando seu brilho e diminuindo a
temperatura superficial (F = L / 4πr2).
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A física do interior da GV...
Fusão de hélio (T > 108 K).
Energia produzida no núcleo gera
aumento de temperatura.
Pressão permanece constante (ainda
núcleo degenerado) com o aumento de
temperatura.
Fusão quase instantânea de todo o hélio
FLASH do hélio.
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O estágio de supergigante vermelha...
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“Morte estelar” (M < 1 M0)
Por que, após o flash do hélio, a pressão
de degenerescência dos elétrons é
removida?
Fusão de hélio em carbono.
Resfriamento e expansão do envelope.
Núcleos e elétrons se recombinam.
O envelope é ejetado
planetária!
nebulosa
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Nebulosa planetária...
Núcleo de Anã Branca
Sirius A e B
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Nebulosas (arquivos do Hubble)
Stingray
Cat’s Eye
Eskimo
Helix
Egg
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E as estrelas com maior massa?
Não se sabe exatamente o limite de
transicão, mas a maioria dos autores define 8
massas solares como a fronteira entre
pequena e grande massa.
Se a massa da estrela, ao entrar na SP, for
maior do que 8 M, o processo de queima
nuclear continua a partir do carbono
(oxigênio, neônio, etc., até o ferro).
Aí o processo é interrompido.... por que?
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A morte das estrelas
“massivas”...
Vimos que parte dos elementos químicos
entre o hidrogênio e o ferro são formados
durante o processo evolutivo das
estrelas... mas e os outros?
E os elementos de número de massa
superior ao ferro (até o urânio)?
Que fracão da matéria total do Universo
constituem esses elementos (H, He..., Fe)?
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Supernovas
Ao terminar o ciclo de geração de
energia nuclear (H – Fe) temos:
Colapso sob a ação de seu próprio peso.
Pressão gravitacional quebra todos os
núcleos existentes. Captura eletrônica
forma nêutrons.
Colapso de matéria forma um “núcleo de
nêutrons”.
Colapso das camadas externas!
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Supernovas
Duração do colapso: ~ 1 segundo!
Interrupção do colapso no centro e
rebote.
Raio do núcleo: 10 km (raio do Sol =
7x105 km).
Geração de uma enorme onda de
choque.
Expulsão (por causa da onda de choque
e dos neutrinos) das camadas externas.
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Supernovas
Um dos eventos mais catastróficos do
Universo.
Cerca de 100 a 200 eventos anuais na
nossa Galáxia.
Provável criador de instabilidades que
dão início à formação estelar.
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Supernovas (arquivos do Hubble)
M51
Cygnus
SN 1987A
SN do Véu
Nebulosa do
Caranguejo
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Novamente as massas…
Intervalo típico de massas estelares:
0,08 a 40-50 M0.
Estrelas hipergigantes: massas até 100
M0.
Razoavelmente constante ao longo da
vida da estrela. Variação de menos de 1%
desde entrada na SP até o estágio de
nebulosa planetária ou supernova, numa
estrela normal.
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Razões para perda de massa
Perda de até 60% por vento estelar, no
caso de estrelas muito massivas.
Estrelas com M > 25 M0 podem perder até
60% de sua massa via vento estelar.
Transferência de massa em sistemas
binários.
Processos catastróficos (nebulosas
planetárias ou supernovas).
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Acresção em sistemas binários
Transferência
de massa altera
radicalmente os
rumos da
evolução estelar
para estrelas
binárias!
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Acresção
Nova!!!
Em um sistema constituído de anã branca +
gigante vermelha, a transferência de matéria
eleva a temperatura da anã até que possa haver
um surto de reações nucleares (queima de H) em
sua superfície.
Nova!!!! Lnova / LAB ~ 10.000
O H e o He remanescente esperam nova
“sobrecarga” por transferência para que haja
um novo surto.
Novas x supernovas?????
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Novas…
Nova Cygni
Evolução temporal
de uma nova
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Limites de massa
Massa final < 1,44 M0
anã branca
1,44 M0 < M < 2 – 3 M0
estrela de nêutrons
Massa final > 3 M0
buraco negro
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Estágios finais – estrelas de
Propriedades típicas:
ρ ~ 1015 g/cm3
r ~ 10 km
B ~ 1012 G
Estrelas de nêutrons / pulsares… qual é
a diferença?
O que cria os pulsares?
Prot ~ 0,01 a 10 s (Psol ~ 25 – 29 dias).
Por quê essa diferença?
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Buracos negros
Mcaroço > 3 M0 , a pressão dos
nêutrons degenerados é incapaz de
suportar a pressão gravitacional
buraco negro!!!
Dimensão: não há (singularidade),
entretanto nos referimos ao horizonte
de eventos via raio de Schwarzschild.
Observação indireta via acresção de
matéria das vizinhanças.
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