Cap. 12 – Evolução Estelar – Estágios finais
Elisabete M. de
Gouveia Dal Pino
Leitura:
 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
=
t(M* / M)3,3
(M* / M)-2,3
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 estrela chegou
na SP: quando termina quase todo H do núcleo: esse equilíbrio se altera e a
estrutura da estrela muda  deixa a SP e começa a morrer
Sem produção de radiação:
Pc 
a contrair.
mas FG não diminui  o core (caroço) estelar de He começa
Para a fusão do H:
Tc ~ 107 K
Mas para fusão do He (2 prs. no núcleo): 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
T< 108 K) e do calor nas camadas +
externas
 queima de H fica + intensa na
camada em volta do core: 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 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
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)
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
núcleo 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: E 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
Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas
Núcleo da supergigante vermelha: não é quente o
suficiente (T<6x108K) para continuar fusão nuclear e
transformar C em elementos mais pesados.
 Com baixa P térmica: núcleo continua a diminuir sob
efeito de FG
Quando densidade ~ 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.
 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.
Estrelas mais massivas que o Sol
Todas estrelas deixam SP quando
H do núcleo estelar acaba:
Todas seguem para
gigantes vermelhas
região
das
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 : T interna níveis necessários
para fusão do C em elementos mais
pesados.
O núcleo estelar se desenvolve tão
rapidamente: que a estrela não chega
na região das gigantes vermelhas antes
que se inicie a fusão de He.
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.
Estrelas mais massivas que o Sol
Átomo de Fe: tão compacto  fusão para gerar elementos mais
pesados não gera energia.
Com fim definitivo da produção de energia no core da estrela, 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  e dividir tais
elementos até que restem somente pr + n  processo chamado
fotodesintegração.
Altas Es são absorvidas na fotodesintegração  o núcleo estelar
esfria, diminuindo ainda mais Pc   colapso mais acelerado.
 da densidade: pr + 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 alcançado
Tal como 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 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: 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
Explosão de Supernovas
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.
Na explosão: onda de choque não se inicia exatamente no centro:
deixando intacta a parte mais interna do núcleo estelar, que é
composto basicamente de nêutrons 
estrela de nêutrons (o que sobrou da explosão da SN)
• tamanho ~ 20 km,
• M > 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 de radiação são
detectados a cada rotação da
estrela cada vez que o feixe
de radiação aponta para linha
de visada: modelo do farol
Buracos Negros
Assim como em anãs brancas com M > 1,4 M: P de
elétrons degenerados não é suficiente par 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 em regiões de
intensos campos gravitacionais):
 Velocidade de escape:
se R diminuir gradualmete: gravidade : > vesc:
 Para um objeto (m) escapar:
mv2/2= GMm/R

vesc = (2 GM/R)1/2
máximo vesc = c

Rs = 2 G M/c2 = 3 M km
Rs = 3 M km
 Raio de Schwarzschild
Buracos Negros
Se R  Rs = 3 M 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 a
cai dentro dele
.
Buracos Negros: Evidências Observacionais
Possíveis BNs: ex. Cygnus X-1
Medidas raios-X: presença de gases a alta v nas suas vizinhanças.
variabilidade da radiação  R ~ 300 Km
Região é ~ formada por disco de acréscimo de matéria de estrela
companheira visível.