Evolução de Estrelas da SP e de Baixa Massa

Transcrição

1 Evolução de Estrelas da SP e de Baixa Massa Função de Massa Inicial Evolução Pré-Sequência Principal Equilíbrio na Sequência Principal Evolução de Estrelas de Baixa Massa Estágios Finais de Estrelas de Baixa Massa: -Nebulosas Planetárias -Anãs Brancas Sandra dos Anjos IAG/USP Agradecimentos: Prof. Gastão B. Lima Neto e Profa. Vera Jatenco AGA semestre/2017

2 Formação Estelar Vimos no Roteiro anterior algumas fases da formação estelar desde o colapso até o nascimento de uma estrela, como se observa na figura abaixo... anos anos anos anos Tempo estágio 1 estágio 2 estágios 3/4 estágio 5 As estrelas nascem em nuvens de gás e poeira

3 Função de Massa Inicial IMF Quando uma nuvem molecular colapsa pode ocorrer a formação de grupos de estrelas, e estrelas de diferentes massas vão nascer. A distribuição de massa das estrelas não é aleatória, e um número bem maior de estrelas de baixa massa vai nascer. A função matemática mais frequentemente utilizada para representar a distribuição de massas estelares, ou seja, o número de estrelas com suas respectivas massas, pode ser obtido teóricamente a partir de uma função de distribuição de massa de estrelas (IMF). É a chamada função de distribuição de massa de Salpeter (IMF), representada da seguinte forma: n ( M ) α M -2,35 onde n(m) é a densidade de estrelas de massa M. A IMF nos informa, portanto, quantas estrelas de diferentes massas são formadas num episódio de formação estelar. Em geral, num episódio de formação estelar considera-se estrelas num intervalo de massa de 0.1 a 100M. Verifica-se que esta função funciona bem para massas maiores do que 0.5M, mas para massas menores, o expoente mais adequado é cerca de -1.3.

4 Função de Massa Inicial - IMF...quantas estrelas de massa M são formadas em 1 episódio de formação estelar l og ( f unç ã o d e ma s s a i ni c i a l ) [ q ua nt i d a d e d e e s t r e l a s f or ma d a s ] São formadas muito mais estrelas de baixa massa. m as sa 2, 35 massa log (massa) sub estelar baixa massa intermediária alta massa Para cada 300 estrela de 1 massa solar existe somente uma com 10 massas solares [IMF~(M/MSol)-2,35, Edwin E. Salpeter ( ) 1955, Astrophysical Journal, 121, 161]. São formadas muito mais estrelas de baixa massa. M (M ) % número % massa < 0,08 37,2 4,1 0,08 0,5 47,8 26,6 0,5 1 8,9 16, ,7 32,4 >8 0,4 20,8

5 Amplitude de Massa das Estrelas 0,08M < M <150M Não existem estrelas com massa menor que 0,08 massas solares No caso de M < 0,08M temos uma anã marrom que não tem densidade e temperatura suficientes para fusão do hidrogênio:...mas ocorre a fusão de deutério. Para M < ~ 0,01 M => planeta Deutério = Hidrogênio com núcleo de 1 Próton + 1 Nêutron Júpiter Sol anã marrom TWA 5B Primeira anã marron descoberta em 1994

6 Massa das Estrelas...amplitude de massa de estrelas: 0,08M < M <150M Provavelmente não há estrelas com massas maiores que ~150 massas solares A proto-estrela se fragmenta ou, ao colapsar, explode devido a instabilidade gravitacional devido a pressão da radiação. deveríamos observar estas estrelas se elas se formassem... e não observamos Número relativo de estrelas formadas Para referência: 1 M 1000 MJúpiter Limite p/ fusão de Hidrogênio: ~ 84 MJúpiter ~ 0,08 M Limite p/ fusão de Deutério: ~ 13 MJúpiter ~ 0,01 M Massa estelar [unidade solar] MSol = M = 1, kg

7 Trajetórias Evolutivas no Diagrama H-R...fase de Pré-Sequência Principal Conhecendo-se L e T de uma estrela, é possível posicioná-la no Diagrama H-R em qualquer fase de sua vida. A comparação de parâmetros estelares, relacionados com o brilho (L) e temperatura (T) entre os vários tipos de estrelas é realizada a partir do diagrama H-R Uma estrela em fase de formação, por exemplo, terá um específico par (L,T) enquanto ainda faltar 106 anos para o início da fusão nuclear no seu interior. Meio milhão de anos depois, o par (L,T) será outro. Cada par de (L, T) corresponde a um ponto no diagrama H-R. Se conectarmos todos os pontos representando a vida inteira de uma estrela nós estabelecemos a sua trajetória evolutiva. A mudança do par (L, T) ao longo da vida de uma estrela é representada pela trajetória evolutiva

8 Trajetórias Evolutivas:...de Proto-Estrelas até o estágio de Formação de Estrelas fron t eira l u mi n o s i d a d e A partir daqui começam as reações termonucleares de queima de hidrogênio:...a estrela nasce. Quando entra na SP a estrela estabeleceu o equilíbrio termodinâmico. temperatura [K] Enquanto este equilíbrio existir a estrela permanecerá nesta posição Trajetória no diagrama H-R. Note a duração desta fase de proto-estrela para diferentes massas.

9 Fusões Termo-Nucleares Em 1938, após conferência para físicos e astrônomos organizada pela Carnegie Institution, de Washington, um dos participantes, o alemão Hans Albrecht Bethe ( ) desenvolve a teoria de como a fusão nuclear poderia produzir a energia que faz as estrelas brilharem. Esta teoria foi publicada em seu artigo A Produção de Energia nas Estrelas", de 1939, no Physical Review, vol. 55, p. 434, e que lhe valeu o Prêmio Nobel em 1967.

10 Condições para a Fusão Nuclear...e o papel da massa - Quando os átomos de hidrogênio (H) se fundem, ocorre a união dos núcleos, ou seja, dos prótons. Como eles possuem carga semelhante (+), vai ocorrer uma repulsão elétrica. - Para que os átomos de H superem esta repulsão elétrica e ocorra a fusão, é preciso que o sistema possua alta temperatura, ou seja, temperaturas por volta de 100 milhões de kelvins (aproximadamente seis vezes mais quente que o núcleo do Sol). A estas temperaturas, o hidrogénio é um plasma, não um gás. - Estas temperaturas podem ser atingidas às custas da massa que atua e determina a força que a gravidade vai exercer para compactar ou comprimir os átomos em seu núcleo. Quando esta compressão, ou alta pressão, faz com que os átomos de hidrogênio estejam a 1 x metros um do outro, vai ocorrer a fusão. - Este é o mecanismo de geração de energia nas estrelas e formação dos elementos químicos no Universo!...sem considerar aqueles, leves, que foram formados na nucleosíntese primordial ( Big-Bang).

11 Sequência Principal Se ocorre a fusão do H, vai ocorrer também a produção de energia ou radiação (ver slide 15) A fusão produz então radiação e consequentemente gera pressão de radiação - Fp Esta é a força que vai contrabalançar a força de gravidade Fg Desta forma, o sistema entra em equilíbrio, pois Fg = Fp Quando isto ocorre a estrela entra na SP As estrelas ( 80%) passam a maior parte da vida na Sequência Principal, em equilíbrio hidrostático (Fg = Fp), no balanço entre as forças gravitacional (Fg) e de pressão de radiação (Fp). 2 propriedades caracterizam estrelas na SP: homogeneidade química e queima de H He H é o elemento mais abundante (70%), seguido pelo He (28%) e metais pesados (2%). Na SP, estrelas de dada massa tem seu menor tamanho, por este motivo estrelas na SP são chamadas de anãs.

12 Processos de conversão de massa em energia dependem da massa da estrela... Para estrelas de baixa massa (0,08 M < Mb < 1,5 M ) A conversão de H em He ocorre via reações Cadeia Próton-Próton Dois núcleos de hidrogênio (2 prótons), se fundem para formar deutério ( 2H ou D). O deutério se funde a um próton para formar o isótopo 3He (instável) Posteriormente, dois 3He se fundem para formar o 4He (estável). Então, a massa de 4 núcleos de H se funde e forma 1 núcleo de He. A massa resultante de He é menor do que a soma das massas dos 4 protons. A fração de massa (m) que é transformada em energia neste processo, via Relação de Einstein, é dada por E = mc2, é 0,7 %. = raios-γ Cadeia Próton-Próton (ou cadeia PP)

13 Processos de conversão de massa em energia dependem da massa da estrela... Nas fusões, um elemento químico se transforma em outro, além de produzir energia (fótons) e criar subpartículas... núcleos de hidrogênio deutério

14 Escala de Tempo das reações...

15 A estrela sai da sequência principal quando 10% de seu hidrogênio total é transformado em hélio. Este é o limite de SchenbergChandrasekhar, publicado em 1942 pelo brasileiro Mário Schenberg ( ) e pelo indiano Subrahmanyan Chandrasekhar ( ). Corresponde ao ponto da evolução de uma estrela em que o balanço de forças no núcleo isotérmico não pode ser mais alcançado.

16 Cálculo da Produção de energia via cadeia PP para estrelas do tipo do Sol 4nucleosde H=6,69008 x10-24 g 1nucleodeHe=6,64258 x g diferenca=0,0475 x g mas, a fração de massa de H que foi convertida em He 0,0475/6,69008 = 0,007 Por Albert Einstein E=mc2: matéria e energia são duas manifestações distintas de uma coisa única, ou seja, uma se converte na outra através da conhecida Eq. de Einstein E = m.c2 Energia total disponível E = (0,007) (0,1 x (Msol = 2x1033 kg)) (3 x 108 m/s)2 E = 1,3 x 1044 joules velocidade da luz 10% da massa de H é transformada em He Massa total que é convertida em energia via cadeia PP no caroço do Sol e que constitui 10% da Massa total do Sol Conclusão: mesmo uma fração de massa tão pequena gera uma quantidade enorme de energia.

17 Se quisermos calcular o tempo de vida do Sol na SP: Tv = M = Energia total disponível = 1,3 x 1044 joules = 3,3 x 1017 s L Luminosidade 4 x 1026 joules/s = 1 x 10 = 10 bilhões de anos 10...a idade atual do Sol é da ordem de 5 bilhões de anos...

18 Sequência Principal - SP - O equilíbrio na Sequência Principal não é perfeito..a estrela perde energia com uma taxa dada por sua luminosidade [luminosidade = perda de energia] - O Sol ainda deve esfriar, aumentar o raio e aumentar a luminosidade: % das estrelas observadas estão na SP - O tempo de vida de uma estrela na SP depende da massa da estrela e da porcentagem de transformação de H He

19 Produção de Energia para Estrelas de Alta Massa na SP M >8 M...também estão queimando H He, porém através de outra cadeia de reações químicas Para estrelas de alta massa (porção superior da SP) a conversão de H em He ocorre devido a reações do ciclo CNO (carbono-nitrogênio-oxigenio) Escalas de Tempo das Reações Carbono, C, funciona como catalisador Esta reação produz mais energia do que a cadeia PP a altas temperaturas, devido a massa.

20 Após queima de H em He, este pode também se fundir para formar C via reações tripla-alfa, em 2 fases: 1a. 2 núcleos de He se fundem para formar núcleo de Berílio (Be-instável) 2a. Berílio se funde ao He para formar C Núcleos de He = partículas alfa

21 A queima dos elementos leves em pesados permite entender como surge a maior parte dos elementos químicos que constam da Tabela Periódica. Em particular até o Ferro (Fe) com 26 p + 30 n Veremos mais adiante como são formados os elementos mais pesados que o Fe...

22 Assim..., percebe-se que a grandeza fundamental é a Massa, e que esta está vinculada a outras grandezas físicas... A Massa (M) é quem determina a intensidade da Fg e da Fp. A pressão é determinada pela densidade e temperatura. Assim, a M governa estas 2 propriedades no interior da estrela. A Luminosidade (L) é a energia produzida no caroço da estrela....e o raio(r) é determinado pela distribuição de massa dentro da estrela. Está, portanto, intimamente ligada a densidade desde o centro até a superfície da estrela.

23 Após a Sequência Principal...como evoluem as estrelas? A evolução de todas as estrelas que se encontram na Sequência Principal é semelhante. Todas elas, de massa pequena ou grande, estão transformando H em He. A diferença entre a evolução destas estrelas está apenas no tempo que cada uma fica na Sequência Principal. Quando o hidrogênio disponível no núcleo se esgota, a estrela sai da Sequência Principal, pois o equilíbrio hidrostático é interrompido devido a exaustão de H... Estágios após a Sequência Principal, e portanto, a evolução da estrela até sua morte é muito diferente e é determinada de acordo com a massa da estrela. Apesar da evolução de estrelas de pequena e grande massa ser diferente após a saída na SP, todas elas passam por ciclos semelhantes de exaustão de combustível nuclear devido a auto-gravidade e o fluxo de calor gerado pela queima de combustível.

24 Como a energia gerada no centro da estrelas é transportada para o envelope? Estrelas de Baixa Massa M ~ 0,4M até ~ 8 massas solares 1- Transporte de Energia. - A energia é gerada no centro da estrela pelas reações termonucleares e é transportada para as camadas intermediárias da estrela pelo transporte radiativo. - Para as camadas próximas a superfície, a convecção é quem realiza o transporte de energia.

25 Caminho Evolutivo de Estrelas de Baixa Massa: caso do Sol M ~ 0,4 até ~ 8 massas solares: - O caso do Sol Trajetória de a até d. Em (a ) a estrela está na SP. Mas... não há mais H no centro para queimar e ocorre o desequilíbrio entre Fg e Fp: Então a então sai da Seq. Principal O centro do Sol se contrai devido a energia potencial gravitacional. O encolhimento do núcleo da estrela, agora constituído de hélio libera energia gravitacional, elevando a temperatura central e aquecendo as camadas sobrepostas. A luminosidade aumenta, o Sol se expande e... se transforma em gigante vermelha. d c a b

26 Caminho Evolutivo de Estrelas de Baixa Massa: o caso do Sol M ~ 0,4 até ~ 8 massas solares: Entre (a) e (b) há a queima de H em uma casca em volta do centro. Em (b), posição do Ramo das Estrelas Gigantes, a temperatura (T) no centro é tão alta que começa a fusão do Hélio. Inicia-se a formação de Carbono, com o flash do Hélio (apenas estrelas até ~ 2 M ), uma explosão no núcleo da estrela devido ao aumento drástico da T e da taxa de fusão nuclear. O Sol esquenta e se contrai até (c) rapidamente. O processo de fusão do He em carbono ocorre num estado de estabilidade e a estrela passa para a região denominada Ramo Horizontal, indicada pelo ponto (c), melhor obs na fig. a seguir. d flash do Hélio c a b

27 Posicão do Ramo Horizontal no D-HR

28 Caminho Evolutivo de Estrelas de Baixa Massa: o caso do Sol M ~ 0,4 até ~ 8 massas solares:. A partir de (c) o Sol queima H em uma casca mais externa, He em uma casca mais interna e o núcleo é de carbono. Envelope sem queima de H Queima de Hidrogênio Queima de Hélio Núcleo de Carbono d c a b

29 Estrelas de Baixa Massa: o caso do Sol. M ~ 0,4 até ~ 8 massas solares: A partir de (c) o Sol queima H em uma casca, He em uma casca mais interna e o núcleo é de carbono. Temperatura diminui, luminosidade aumenta, raio aumenta. O diâmetro do Sol se tornará maior que a órbita da Terra em (d) chamado Ramo Assintótico das Gigantes. Agora o Sol é uma supergigante. d c a b

30 Estrelas de Baixa Massa: o caso do Sol. M ~ 0,4 até ~ 8 massas solares: O Sol já perdia (e perde) massa na Seq. Principal. Na fase de gigante vermelha, perde muito mais. d Instabilidades maiores. O Sol termina em (d) perdendo uma grande parte da massa devido às instabilidades. Sua evolução continua e se encaminha para as Neb. Planetárias c a b

31 Posicão do Ramo Assintótico das Gigantes no D-HR

32 Nebulosas Planetárias...o destino natural da evolução de uma Gigante Vermelha (GV) Na fase em que as reações no núcleo cessam, a queima nas camadas mais externas fica instável, e a estrela pulsa, ejetando o envelope mais externo. O resultado é o surgimento de uma nebulosa planetária, nome dado pelos descobridores e associado ao aspecto que este objeto tem semelhante a planetas gigantes, e que se compõem de um envelope de plasma e gás ionizado - uma nebulosa de emissão, e por uma estrela. A evolução desta estrela que se encontra no centro da nebulosa dará origem a uma anã branca. As nebulosas possuem importante papel na evolução das estrelas, e das galáxias. Com a expansão lenta e contínua do envelope da nebulosa ocorrerá o desligamento deste com a estrela. Este envelope será espalhado e misturado no MIS propiciando o enriquecimento químico de todo material processado durante a evolução das estrelas. IC anos-luz de distância

33 Caso do Sol: trajetória prevista no D-HR e estrutura em camadas...algumas realizando fusão, outras inertes...

34 Nebulosas Planetárias...as estrelas centrais das nebulosas evoluem para anãs brancas, que terminam suas vidas com um caroço de carbono < f anos > e Perda de massa de estrelas com até ~ 8 massas solares (e) A estrela mantém a luminosidade e se contrai => consequentemente a temperatura aumenta (f) A estrela não pode mais se contrair e não tem mais fonte de energia.

35 Nebulosas Planetárias M57 ~ 2000 conhecidas M2-9 imagens de B. Balick (HST) NGC 6751 Aquila Gás rarefeito, excitado pela estrela central: emissão de linhas

36 Anã Branca Resto de estrelas com menos de 8 massas solares. Composto principalmente de carbono (e pouco oxigênio) eventualmente recoberto com uma fina camada de H e/ou He. Cerca de conhecidas. Propriedades D ~ 3 toneladas/cm3 R ~ RTerra T ~ K Massa ~ 0,5 1,4 MSol L ~ 0.01 LSol

37 Anã Branca...evolução Sirius B sol Objeto quente e compacto. Apaga aos poucos (dezenas de bilhões de anos). Termina possivelmente como anã preta.

38 Vida e Morte do Sol

39 Trajetória Evolutiva do Sol e Estrelas de Massa Semelhante

40 Evolução de uma estrela como o Sol Duração [anos] Temperatura central [K] Temperatura superfícial [K] Densidade central [kg/m3] Raio [solar] 10 bilhões 15 milhões Sequência Principal (a) 100 milhões 50 milhões mil 100 milhões Subgigante (b) Flash do hélio (b) 50 milhões 200 milhões mil 250 milhões Ramo horizontal (c) Supergigante vermelha 100 mil 300 milhões ,01 Núcleo de carbono (d) Nebulosa planetária (e) 100 milhões ,01 Anã branca (f) 10+ bilhões c ~ 10 bilhões; a Resto da vida (exceto fase de anã branca): e Sequência Principal Estágio evolutivo ~ 0,2 bilhões; Anã branca algumas dezenas de bilhões. f d b

41 Trajetórias Evolutivas e as Correspondentes Estruturas Internas...para estrelas com diferentes massas

42 No Roteiro 15 veremos com maiores detalhes como evoluem estrelas de alta massa (M > 8 Msol) e como morrem... as É nesta faixa de massa que surgem estrelas como Supernovas tipo II, Estrelas de Nêutron, Pulsares e os Buracos Negros: como estágios finais de estrelas de alta massa. Veremos, finalmente, como evoluem e morrem estrelas em Sistema Binários.