Estrelas (IV) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP

Transcrição

1 Regiões HII Regiões de formação estelar Função de massa inicial Evolução pré-seq. principal Equilíbrio na seq. principal Evolução estrelas de baixa massa Nebulosas planetárias anã branca Estrelas (IV) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP AGA semestre/2016

2 Formação estelar As estrelas nascem em nuvens de gás e poeira. anos anos anos anos Tempo estágio 1 estágio 2 estágios 3/4 estágio 5

3 Regiões HII As jovens estrelas tipo O e B emitem muita radiação ultravioleta. espectro de corpo negro, com temperatura > K. Ionizam o hidrogênio que está nas proximidades. Criam as chamadas regiões HII Nomenclatura espectroscópica hidrogênio neutro HI hidrogênio 1 vez ionizado HII hélio neutro HeI hélio 1 vez ionizado HeII hélio 2 vezes ionizado HeIII Fe que perdeu 13 elétrons FeXIV

4 Regiões HII espectro típico de uma região HII Regiões HII na galáxia M51

5 Formação de estrelas nas espirais Nas galáxias espirais, há compressão das nuvens de gás nos braços. Induz à formação estelar. Outras formas de induzir formação estelar: Explosão de Supernovas; Colisão de galáxias.

6 Estrelas O e B próximas Magnitude limite = 8. Note uma concentração de estrelas O e B (as azuis) partindo de Orion. Orion Cinturão de Gould (identificado em 1847 por Herschel e em 1879 por B. Gould).

7 Estrelas O e B próximas US UCL Lac OB1 Cep OB6 Per Sol Per OB2 Ori OB1a Ori OB1b LCC Ori OB1c Tr 10 Vela OB2 Perrot & Grenier A&A 404, 519 (2003) Cinturão onde muitas estrelas se formaram entre 30 e 40 milhões de anos atrás. O cinturão de Gould apresenta uma rotação e expansão. O Sol se encontra atualmente a cerca de 12 pc acima do plano equatorial e a 100 pc do centro. Origem controversa: feedback de formação estelar?

8 Função de massa inicial Quantas estrelas de massa M são formadas. 100 log(função de massa inicial) [quantidade de estrelas formadas] sub estelar baixa massa intermediária log (massa) alta massa massa 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

9 Objetos de massa sub-estelar Não tem estrela com massa menor que 0,08 massas solares Neste caso temos uma anã marrom que não tem densidade e temperatura suficiente para fusão do hidrogênio há fusão de deutério. Temperatura da fotosfera ~ K. Abaixo de ~0,01 massas solares planeta. Deutério = Hidrogênio com núcleo de Próton + Nêutron Júpiter Sol anã marrom TWA 5B Primeira anã marron descoberta em 1994

10 Massa das estrelas Provavelmente não há estrelas com massa maior que ~250 M. A proto-estrela se fragmenta ou, ao colapsar, explode. pressão da radiação pode impedir a formação. Crowther e colaboradores detectaram uma possível estrela de 256 M em Mas isto provavelmente não acontece com as primeiras estrelas, que se formam a partir de H e He 100 unicamente, nos primórdios do Universo. Apenas 5 estrelas conhecidas tem massa acima ou igual a 150 M. número relativo de estrelas formadas 10 deveríamos observar estas estrelas se elas se formassem Para referência: 1 M 1000 M Júpiter Limite p/ fusão de Hidrogênio: ~ 84 M Júpiter ~ 0,08 M. Limite p/ fusão de Deutério: ~ 13 M Júpiter ~ 0,01 M massa estelar [unidade solar]

11 Trajetória evolutiva no diagrama HR Conhecendo a Luminosidade e Temperatura de uma estrela ou proto-estrela é possível posicioná-la no diagrama HR. Durante a vida de uma estrela sua Luminosidade e Temperatura se alteram, portanto sua a posição muda no diagrama HR. A trajetória de um objeto no diagrama HR é um retrato de sua evolução.

12 De proto-estrelas até estrelas A partir daqui começam as reações nucleares de queima de hidrogênio: a estrela nasce. tempo para chegar na linha tracejada Trajetória no diagrama H-R. Note a duração desta fase.

13 Sequência Principal As estrelas passam a maior parte da vida na Sequência Principal. Fonte de energia é a fusão nuclear do Hidrogênio: e + e + cadeia de reação Próton-Próton I: 4 prótons 1 hélio + energia (mais neutrinos e pósitrons).

14 Sequência Principal As estrelas passam a maior parte da vida na Sequência Principal. Fonte de energia é a fusão nuclear. A estrela se mantém em equilíbrio entre seu peso e a pressão gerada pela energia produzida no centro. Se a taxa de reações nucleares diminui, a estrela se contrai; Mas ao se contrair, esquenta e aumenta a densidade no núcleo; Isto faz aumentar a taxa de reações. pressão gravidade

15 Sequência Principal 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: Temperatura na Terra vai aumentar. Em 1 bilhão de anos a luminosidade do Sol será 10% superior à luminosidade de hoje. 90% das estrelas observadas estão na Seq. Principal. O tempo de vida na Sequência Principal depende da massa.

16 Após a Sequência Principal Ao terminar o hidrogênio disponível, a estrela sai da Sequência Principal: termina a fusão de hidrogênio em hélio no centro. Durante o período de queima de hidrogênio no centro, a diferença entre as estrelas está apenas no tempo que cada uma permanece na Sequência Principal. A evolução é determinada pela massa. Estágios após a Seq. Principal são muito diferentes de acordo com a massa da estrela.

17 0,08 < M < 0,4 Massa solar : anã vermelha. Estrelas de baixa massa Convecção faz com que quase todo o hidrogênio circule pelo centro. Quase todo o H se converte em He. Inicialmente a estrela se contrai e esquenta. Eventualmente, a estrela esfria e perde luminosidade, mantendo o tamanho aproximadamente constante. Mas, uma estrela de 0,4 M vive cerca de 1 trilhão de anos e o universo tem só 14 bilhões.

18 Estrelas de massa não tão baixa M ~ 0,4 até ~8 massa solar: o Sol. Convecção é restrita a uma camada próxima da superfície.

19 Estrelas de massa não tão baixa M ~ 0,4 até ~8 massa solar: o Sol. Convecção é restrita a uma camada próxima da superfície. Em (a), não há mais H no centro para queimar: sai da Seq. Principal. O centro do Sol se contrai. energia potencial gravitacional. Temperatura no centro começa a aumentar. Esquenta parte mais externa do centro e incha a estrela c a d b O Sol se expande e a sua luminosidade aumenta. gigante vermelha.

20 Estrelas de massa não tão baixa M ~ 0,4 até ~8 massa solar: o Sol. Entre (a) e (b) queima de H em uma casca em volta do centro. Em (b) a temperatura no centro é tão alta que começa a fusão do Hélio. forma Carbono no núcleo. flash do Hélio (apenas estrelas até ~2 M ). c a d b Depois do flash, o núcleo se resfria e a estrela se contrai até (c) rapidamente.

21 Estrelas de massa não tão baixa M ~ 0,4 até ~8 massa solar: o Sol. A partir de (c) o Sol começa a queimar He em uma casca ao redor do núcleo de carbono; o H continua a ser queimado numa casca mais externa. queima de Hidrogênio envelope sem queima c a d b queima de Hélio Núcleo de Carbono

22 Estrelas de massa não tão baixa M ~ 0,4 até ~8 massa solar: o Sol. A partir de (c) o Sol começa a queimar He em uma casca ao redor do núcleo de carbono; o H continua a ser queimado numa casca mais externa. Temperatura diminui na fotosfera, luminosidade aumenta e o raio aumenta. c a d b O diâmetro do Sol se tornará maior que a órbita da Terra em (d). O Sol é uma supergigante nesta fase.

23 Estrelas de massa não tão baixa M ~ 0,4 até ~8 massa solar: o Sol. O Sol já perdia (perde) massa na Seq. Principal. Na fase de gigante vermelha, perde muito mais. Instabilidades maiores. O Sol termina em (d) perdendo uma parte importante da massa devido às instabilidades. c a d b

24 Nebulosas Planetárias 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 uma Nebulosa Planetária que se expande iluminada pelo núcleo que, no futuro, se converterá numa anã branca. A nebulosa em expansão misturar-se-a com o meio interestelar, enriquecendo-o em elementos mais pesados. O nome Nebulosa Planetária vem do século 18, pois sua aparência em um telescópio antigo parecia com o disco de um planeta. Uma Nebulosa Planetária não tem nenhuma relação com planetas. IC anos-luz de distância

25 Nebulosas Planetárias < anos > f e Perda de massa de estrelas com até ~ 8 massas solares (e) A estrela mantém a luminosidade e se contrai => temp. aumenta (f) A estrela não pode mais se contrair e não tem mais fonte de produção de energia termina como anã branca com núcleo de carbono.

26 M57 Nebulosas Planetárias ~ 2000 conhecidas na nossa galáxia M2-9 imagens de B. Balick (HST) NGC 6751 Aquila Gás rarefeito, excitado pela estrela central, que vai se dissipando: emissão de linhas (não é um corpo negro).

27 Pressão de elétrons degenerados Princípio de exclusão de Wolfgang Pauli ( ): Partículas como o elétron (férmions, isto é, de spin = ½) não podem ter os mesmos números quânticos. A matéria quando é muito comprimida resiste inicialmente pela pressão térmica; se for mais ainda comprimida a pressão que se opõe ao colapso é a pressão exercida pelos elétrons que não podem todos estarem no mesmo nível quântico. Férmions neste estado são chamados degenerados. A pressão de degenerecência depende apenas da densidade e não da temperatura. Matéria normal: movimento dos átomos/moléculas exercem pressão. Matéria degenerada: pressão exercidas pelos elétrons.

28 Anã Branca Resto de estrelas com menos de 8 massas solares, composto principalmente de carbono (e oxigênio). Não pode se contrair mais devido à pressão de elétrons degenerados. Cerca de 9000 anãs brancas são conhecidas, a mais próxima é Sirius B. ρ ~ 3 toneladas/cm 3 R ~ R Terra M ~ 0,4 1,0 M Sol (maioria por volta de 0,6 M Sol ) T ~ K L ~ 0,01 0,001 L Sol

29 Anã branca Sirius B sol Objeto quente e compacto. Apaga aos poucos (dezenas de bilhões de anos). Termina possivelmente como anã preta. V esc (Terra) = c

30 Vida e morte do Sol Antes do Sol entrar na fase de gigante vermelha, a biosfera da Terra será destruída pelo aumento da luminosidade solar de ~ 10% ainda na Sequência Principal, daqui a ~ 1 bilhão de anos.

31 Duração [anos] Evolução de uma estrela como o Sol Temperatura central [K] Temperatura superfícial [K] Densidade central [kg/m 3 ] Raio [solar] Estágio evolutivo 10 bilhões 15 milhões Sequência Principal (a) 100 milhões 50 milhões Subgigante (b) 100 mil 100 milhões Flash do hélio (b) 50 milhões 200 milhões Ramo horizontal (c) 10 mil 250 milhões Supergigante vermelha 100 mil 300 milhões ,01 Núcleo de carbono (d) Nebulosa planetária (e) 10+ bilhões 100 milhões ,01 Anã branca (f) Hoje o Sol tem aproximadamente 4,57 bilhões de anos. Sequência Principal ~ 10 bilhões; Resto da vida (exceto fase de anã branca): ~ 0,15 bilhões; Anã branca ~ algumas dezenas de bilhões. f e c a d b

32 Duração [anos] Temperatura central [K] Temperatura superfícial [K] Densidade central [kg/m 3 ] Raio [solar] Estágio evolutivo 10 bilhões 15 milhões Sequência Principal (a) 100 milhões 50 milhões Subgigante (b) 100 mil 100 milhões Flash do hélio (b) 50 milhões 200 milhões Ramo horizontal (c) 10 mil 250 milhões Supergigante vermelha 100 mil 300 milhões ,01 Núcleo de carbono (d) Nebulosa planetária (e) 10+ bilhões 100 milhões ,01 Anã branca (f)