Introdução à Astrofísica. Lição 25 A Morte das Estrelas

Transcrição

1 Introdução à Astrofísica Lição 25 A Morte das Estrelas

2 Nós já falamos a respeito da evolução das estrelas com massas próximas a do Sol. Vimos que no fim de suas vidas, essas estrelas formarão as nebulosas planetárias. Agora, vamos olhar com mais atenção para a formação desses fascinantes objetos astronômicos e explorar o fim das estrelas de grande massa. Em uma nebulosa planetária, a remanescente da estrela é uma anã branca que ocupa o centro da nebulosa.

3 Essa é a nebulosa Abell 39. Esta nebulosa está a uma distância de 7000 anos-luz de nós na constelação de Hércules. A camada esférica em torno da anã branca possui um diâmetro de 1,5 pc e uma espessura de 0,1 pc.

4 Essa é a nebulosa NGC Essa nebulosa está a 920 pc de nós na constelação de Cygnus. O diâmetro dessa nebulosa é de aproximadamente UA.

5 Algumas nebulosas possuem um formato alongado, como a nebulosa MyCn 18 (ou nebulosa da Ampulheta). Essas nebulosas adquirem esse formato devido à estrela ejetar uma nuvem de gás e poeira em forma de um toro (uma rosquinha) a partir do seu equador. Em seguida, a estrela ejeta gás em todas as direções. O toro, então, canaliza o gás ejetado em duas correntes em direções opostas.

6 De um modo geral, a evolução de uma estrela como o Sol está esquematizado aolado:

7 Quando uma estrela com massa maior que 8 massas solares chega próximo ao fim de sua vida, ela se torna uma supergigante vermelha. A energia dessa estrela vem de uma série de camadas internas (cascas) onde cada uma queima um tipo de elemento. A casca mais interna, formada por Ferro, não realiza reações termonucleares devido às reações de fusão envolvendo esse elemento absorverem energia ao invés de liberar.

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9 Estrelas supergigantes possuem um núcleo de Ferro e uma temperatura muito elevada em seu centro, o que ocasiona o processo de fotodesintegração. Nesse processo, um núcleo de Fe-56 é quebrado em 13 núcleos de He-4 e mais 4 nêutrons. Todo esse processo destrói tudo o que a estrela construiu durante sua vida. O resultado é que a estrela colapsa. Esse colapso faz com que o núcleo alcance o tamanho de alguns quilômetros, com uma densidade de 200 milhões de toneladas por centímetro cúbico.

10 Todo o envoltório da estrela está caindo em direção ao centro. O material externo irá ricochetear no núcleo, que agora está endurecido. Esse ricochete é chamado de bounce. O bounce produzirá uma onda de choque para fora da estrela, ocasionando a Supernova. A imagem ao lado mostra o brilho de uma Supernova. Repare como seu brilho é quase que mais intenso que o dagaláxia inteira.

11 Esse processo cria uma supernova do tipo II. O espectro dessa supernova apresenta linhas proeminentes de H, como o Hα.

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13 As supernovas do tipo I apresentam subclasses. São essas: - Supernova Tipo Ia: o espectro não apresenta linhas de H e He, mas possui intensas linhas de absorção do Silício ionizado (Si II). Ela é produzida pela queima explosiva do C em uma anã branca do sistema binário. - Supernova Tipo Ib: O espectro não apresenta linhas de H, mas possui uma linha intensa de absorção de He I. Essa supernova é produzida por um núcleo colapsante em uma estrela massiva que perdeu o H das camadas externas. - Supernova Tipo Ic: O espectro não apresenta linhas de H e He. Essa Supernova ocorre quando o núcleo colapsa em uma estrela massiva que perdeu o H e He das camadas externas.

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15 Os gráficos a seguir mostram as diferenças de brilho entre assupernovas tipo I e II.

16 Ao explodir em uma supernova a estrela pode: formar um objeto residual muito compacto, chamado de estrela de nêutrons; formar um buraco negro ou então não deixar nenhum objeto residual a não ser uma nuvem de gás e poeira (a remanescente de supernova). Um estrela de nêutrons é um objeto muito denso e compacto. Seu diâmetro é cerca de 20 quilômetros, enquanto que sua densidade varia de a quilogramas por centímetro cúbico. A estrutura de uma estrela de nêutrons ainda é incerta, mas a figura a seguir mostra suas possíveis camadas.

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18 As estrelas de nêutrons possuem intensos campos magnéticos. A radiação proveniente dessas estrelas escapam pelos polos do campo magnético, formando feixes de radiação em sentidos opostos. A medida que a estrela gira em torno de seu eixo de rotação, a direção do feixe muda. Se o sentido do feixe de radiação aponta para um observador, então este irá detectar pulsos de radiação. Assim, o observador detecta o chamado pulsar. PSR J ad é o pulsar mais rápido conhecido. Este pulsar possui um período de 0, segundos e uma frequência de 716 Hz. Ou seja, esse pulsar, em um segundo, da mais de 700 voltas em torno do seu eixo. Estrelas de nêutrons com intensos campos magnéticos são chamadas de Magnetares. O Magnetar SGR é o objeto com o campo magnético mais intenso de nossa galáxia. Ele é cerca de mais intenso que o campo da Terra.

19 A figura a seguir é da nebulosa docaranguejo observada em vários comprimentos de onda. Essa nebulosa foi originada da explosão de uma estrela na constelação de Touro. Os chineses, em 1054 d.c, a observaram.

20 Essa é a nebulosa do véu. Trata-se de uma remanescente de supernova que ocorreu a anos.

21 Essa é a nebulosa de Gum. De todas as supernovas conhecidas, essa é a que possui o maior diâmetro. Sua explosão ocorreu há um milhão de anos. Essa nebulosa contém uma remanescente menor e mais jovem, a supernova da Vela (que explodiu há cerca de anos), que possui o pulsar da Vela.

22 O impacto do material da supernova Cassiopeia A com o meio interestelar ocasiona ionização e os elétrons liberados geram ondas de rádio enquanto semovem.

23 Assim, terminamos nossa descrição da vida e morte das estrelas. A imagem a seguir resume todo o ciclo de vida das estrelas.

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