3ª escola de astrofísica e gravitação do ist astrofísica estelar

3ª Escola de Astrofísica e Gravitação do IST3ª Escola de Astrofísica e Gravitação do IST

Astrofísica EstelarAstrofísica Estelar

Mário G. SantosMário G. Santos

CENTRA -Centro Multidisciplinar de Astrofísica CENTRA -Centro Multidisciplinar de Astrofísica

Lisboa, IST, Setembro de 2006Lisboa, IST, Setembro de 2006

BibliografiaBibliografia

B. W. Carroll & D. A. Ostlie, “An Introduction to Modern B. W. Carroll & D. A. Ostlie, “An Introduction to Modern Astrophysics”, Addison-Wesley, 1996Astrophysics”, Addison-Wesley, 1996

R. J. Taylor, “The Stars: their structure and evolution”, R. J. Taylor, “The Stars: their structure and evolution”, Cambridge University Press, 1970Cambridge University Press, 1970

N. Sá, “Astronomia Geral”, Escolar Editora, 2005N. Sá, “Astronomia Geral”, Escolar Editora, 2005

Internet…Internet…

ProgramaPrograma

Aula 1:Aula 1: Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas FormaçãoFormação

Aula 2:Aula 2: Sequência PrincipalSequência Principal Estrutura internaEstrutura interna

Aula 3:Aula 3: Evolução das estrelasEvolução das estrelas Estados finaisEstados finais

Objectivo - Diagrama H-R!Objectivo - Diagrama H-R!

Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas

Análise da luz das estrelasAnálise da luz das estrelas

Magnitude aparente (m)Magnitude aparente (m) Mede brilho aparente da estrelaMede brilho aparente da estrela Estrelas mais brilhantes – menor magnitude aparenteEstrelas mais brilhantes – menor magnitude aparente ““Olho nú”: m < 6 (Sol: m=-26,8)Olho nú”: m < 6 (Sol: m=-26,8) Definição:Definição:

F – Fluxo de radiação (brilho aparente): Energia F – Fluxo de radiação (brilho aparente): Energia radiativa recebida por unidade de área e unidade de radiativa recebida por unidade de área e unidade de tempo [J/s/mtempo [J/s/m22] (medido por fotómetros)] (medido por fotómetros)


Luminosidade (L): energia total emitida pela Luminosidade (L): energia total emitida pela estrela, sob a forma de radiação, por unidade de estrela, sob a forma de radiação, por unidade de tempo [J/s]tempo [J/s]

Magnitude absoluta (MMagnitude absoluta (Mbb) – medida da ) – medida da

LuminosidadeLuminosidade Magnitude aparente para estrela à distância de 10 pcMagnitude aparente para estrela à distância de 10 pc

Propriedade intrínseca!

(sem extinção)

1 pc ¼ 3£ 1013 Km (¼ 200.000 UA)


Parâmetros estelares:Parâmetros estelares:

EstrelasEstrelas SolSol

LuminosidadeLuminosidade 1010-4-4 L L¯̄ < L < 10 < L < 1066 L L¯̄ LL¯̄ ¼¼ 4 4££ 10 102626 J/s J/s

Temperatura àTemperatura à

SuperfícieSuperfície

101033 K < T < 10 K < T < 1055 K K TT¯̄ ¼¼ 5800 K 5800 K

TT¯̄ (central) (central) ¼¼ 15 15££ 10 1066 K K

MassaMassa 0,5 M0,5 M¯̄ < M < 70 M < M < 70 M¯̄ MM¯̄ ¼¼ 2 2££ 10 103030 Kg Kg

RaioRaio 1010-2-2 R R¯̄ < R < 10 < R < 1033 R R¯̄ RR¯̄ ¼¼ 7 7££ 10 1088 m m

Pistol Star (constelação Sagitário) – M Pistol Star (constelação Sagitário) – M ¼¼ 100 M 100 M¯̄

Gliese 623b (Hercules) – L Gliese 623b (Hercules) – L ¼¼ 10 10-5-5 L L¯̄

Grande intervalo de valores!Grande intervalo de valores!


Espectro das estrelasEspectro das estrelas Intensidade da radiação recebida versus comprimento de ondaIntensidade da radiação recebida versus comprimento de onda

Fundo contínuo (radiação do corpo negro)

+

Riscas espectrais (absorção na atmosfera da estrela)

Fluxo da radiação solar em função do comprimento de onda


““Côr” das estrelas (análise do espectro contínuo)Côr” das estrelas (análise do espectro contínuo)

U – magnitude aparente na região do ultravioleta (3650 U – magnitude aparente na região do ultravioleta (3650 ÅÅ §§ 340 340 ÅÅ))

B – magnitude aparente na região do azul (4400 B – magnitude aparente na região do azul (4400 ÅÅ §§ 470 470 ÅÅ))

V – magnitude aparente na região do visível (5500 V – magnitude aparente na região do visível (5500 ÅÅ §§ 445 445 ÅÅ))

Índice de côrÍndice de côrUBUB ´́ U-B=M U-B=MUU-M-MBB

Índice de côrÍndice de côrBVBV ´́ B-V=M B-V=MBB-M-MVV


CôrCôr Estrelas mais vermelhas (B-V > 0) – estrelas mais friasEstrelas mais vermelhas (B-V > 0) – estrelas mais frias Estrelas mais azuis (B-V < 0) – estrelas mais quentesEstrelas mais azuis (B-V < 0) – estrelas mais quentes


Riscas espectraisRiscas espectrais Informação sobre elementos presentes na atmosfera da estrelaInformação sobre elementos presentes na atmosfera da estrela Intensidade das riscas depende fortemente da temperatura à Intensidade das riscas depende fortemente da temperatura à

superfíciesuperfície

Comparação das riscas de absorção permite classificar Comparação das riscas de absorção permite classificar as estrelas…as estrelas…

Espectro solar – zona do verde


Classes espectrais das estrelasClasses espectrais das estrelas


ClasseClasse TemperaturaTemperatura (K) (K) CôrCôr

OO

O0…O9O0…O9

30000 a 5000030000 a 50000

Ex: MintacaEx: Mintaca

Violeta-azulVioleta-azul

BB

B0…B9B0…B9

10000 a 3000010000 a 30000

Ex: RigelEx: Rigel

Azul-brancoAzul-branco

AA

A0…A9A0…A9

7500 a 100007500 a 10000

Ex: VegaEx: Vega

BrancoBranco

FF

F0…F9F0…F9

6000 a 75006000 a 7500

Ex: CanopoEx: Canopo

Branco-amareloBranco-amarelo

GG

G0…G9G0…G9

5000 a 60005000 a 6000

Ex: SolEx: Sol

AmareloAmarelo

KK

K0…K9K0…K9

3500 a 50003500 a 5000

EX: AldebarãEX: Aldebarã

LaranjaLaranja

MM

M0…M9M0…M9

2500 a 35002500 a 3500

Ex: BetelgeuseEx: Betelgeuse

Laranja-vermelhoLaranja-vermelho

Classes espectrais das estrelasClasses espectrais das estrelas


Diagrama de Hertzsprung-RusselDiagrama de Hertzsprung-Russel Gráfico bidimensional – relação entre Luminosidade e Gráfico bidimensional – relação entre Luminosidade e

Temperatura à superfície da estrelaTemperatura à superfície da estrela


Escala de Luminosidades Escala de Luminosidades (classificação M-K)(classificação M-K) Pequenas variações no Pequenas variações no

espectro das estrelas da espectro das estrelas da mesma classe (efeito da mesma classe (efeito da pressão – tamanho da pressão – tamanho da estrela)estrela)

Permite indicar estrela no Permite indicar estrela no diagrama H-R conhecendo diagrama H-R conhecendo apenas o espectro!apenas o espectro!

EscalaEscala DescriçãoDescrição

IaIa SupergigantesSupergigantes

IbIb Supergigantes Supergigantes menos brilhantesmenos brilhantes

IIII Gigantes Gigantes brilhantesbrilhantes

IIIIII Gigantes normaisGigantes normais

IVIV Sub-gigantesSub-gigantes

VV Sequência Sequência PrincipalPrincipal

VIVI Sub-anãsSub-anãs

DD Anã brancasAnã brancasSol: G2 V


Diagrama de Hertzsprung-Russel IIDiagrama de Hertzsprung-Russel II

Formação das estrelasFormação das estrelas

Contracção gravitacional de núvens de gás e Contracção gravitacional de núvens de gás e poeirapoeira

Necessário nuvens densas e friasNecessário nuvens densas e frias Núvens Moleculares GigantesNúvens Moleculares Gigantes

Parte do meio interestelarParte do meio interestelar Extremamente frias – 10KExtremamente frias – 10K Relativamente densas – 10Relativamente densas – 1099 – 10 – 101212 partículas/m partículas/m33

Massivas – até meio milhão de massas solaresMassivas – até meio milhão de massas solares Tamanho Tamanho »» alguns parsec alguns parsec Constituição: moléculas (HConstituição: moléculas (H22, CO) e poeira (gelo e , CO) e poeira (gelo e

silicatos)silicatos)


Núvens Moleculares Núvens Moleculares Gigantes - Pilares Gigantes - Pilares gasosos na nebulosa da gasosos na nebulosa da ÁguiaÁguia Colunas de hidrogénio Colunas de hidrogénio

molecular e poeiras (parte molecular e poeiras (parte da núvem molecular da núvem molecular gigante)gigante)

Exterior fotoevaporado Exterior fotoevaporado pela luz ultravioleta das pela luz ultravioleta das estrelas novasestrelas novas


Condições para colapso:Condições para colapso:

Parte mais densa da Parte mais densa da núvem inicia colapso (M núvem inicia colapso (M »» 101044 M M¯̄)) Induzido pela explosão de Induzido pela explosão de

uma estrela?uma estrela?

Possível fragmentação da Possível fragmentação da núvemnúvem

Fragmento continua a Fragmento continua a colapsar (Mcolapsar (M»» 50 M 50 M¯̄, d , d »»

0,1 pc)0,1 pc) Tempo de “queda livre” Tempo de “queda livre” »»

33££ 10 1055 anos anos

(Massa de Jeans)


Densidade da núvem no seu centro Densidade da núvem no seu centro aumenta aumenta )) aumento da energia interna aumento da energia interna (fricção) (fricção) )) núcleo aquece núcleo aquece )) aumento da aumento da pressão interna pressão interna )) colapso gravitacional colapso gravitacional abrandaabranda

Núcleo condensado envolto em material Núcleo condensado envolto em material gasoso – gasoso – ProtoestrelaProtoestrela (T (Tcentrocentro »» 10 1044 K, R K, R

»» 1000 1000 RR¯̄)) Colapso continuaColapso continua Temperatura aumentaTemperatura aumenta Tranferência de energia por convecçãoTranferência de energia por convecção

Contracção + conservação do momento Contracção + conservação do momento angular angular )) disco protoplanetário + fluxo disco protoplanetário + fluxo bipolarbipolar


Fim da acreção de matériaFim da acreção de matéria Esgotamento da núvem e vento solarEsgotamento da núvem e vento solar Núcleo fica exposto Núcleo fica exposto )) nasce uma nasce uma estrelaestrela! (T! (Tsupsup»» 3000 K) 3000 K)

Colapso lento (10Colapso lento (1077 anos) anos)

Eventualmente TEventualmente Tcentrocentro»» 10 1077 K K )) início da fusão do início da fusão do

hidrogéniohidrogénio Estrela “entra” na sequência principalEstrela “entra” na sequência principal

Para M < 0,08 MPara M < 0,08 M¯̄ TTcentrocentro ( (»» 10 1066 K) insuficiente para fusão do Hidrogénio K) insuficiente para fusão do Hidrogénio

Formação de anãs castanhasFormação de anãs castanhas


ObservaçõesObservações Difícil – vida curta e envolvidas por Difícil – vida curta e envolvidas por

núvensnúvens Núvem envolvente – TNúvem envolvente – T»» 100 K - 100 K -

visível no infravermelhovisível no infravermelho Objectos Herbig-Haro (colisão dos Objectos Herbig-Haro (colisão dos

jactos bipolares com o meio jactos bipolares com o meio interestelarinterestelar

Estrelas do tipo T do TouroEstrelas do tipo T do Touro Jovens (pré-sequência principal)Jovens (pré-sequência principal) Vento estelar forteVento estelar forte Disco protoplanetárioDisco protoplanetário

Estrela + disco protoplanetário na nebulosa de Orion

Jactos – estrela HH30 na constelação Touro


Regiões HIIRegiões HII Regiões de hidrogénio ionizado (devido a estrelas jovens, tipo O e B) Regiões de hidrogénio ionizado (devido a estrelas jovens, tipo O e B)

– fronteira da região emite no vermelho– fronteira da região emite no vermelho

Nebulosa da Tarântula

Nebulosa “Cabeça de Cavalo”


Protoestrelas…banda – E??

Star Trek – The Next Generation

Sequência Principal (SP)Sequência Principal (SP)

Fonte de energia: Fusão de Fonte de energia: Fusão de hidrogénio no núcleo (10hidrogénio no núcleo (1077 K) K)

Composição química Composição química aproximadamente uniforme: aproximadamente uniforme: H H » » 70%, He 70%, He » » 28%, metais 28%, metais < 3%< 3%

Posição na SP depende Posição na SP depende essencialmente da massaessencialmente da massa 0,08 M0,08 M¯̄ < M < 90 M < M < 90 M¯̄

Aumento da massa Aumento da massa )) aumento de Luminosidade e aumento de Luminosidade e TemperaturaTemperatura

L L // M M33

Sequência PrincipalSequência Principal

SP corresponde a uma faixa no diagrama H-RSP corresponde a uma faixa no diagrama H-R Fusão de hidrogénio em hélio Fusão de hidrogénio em hélio )) ligeira evolução na SP ligeira evolução na SP Aumento da temperatura central Aumento da temperatura central )) aumento de L (no Sol já aumentou aumento de L (no Sol já aumentou

40%)40%)

Maior parte da vida da estrela é passada na SP Maior parte da vida da estrela é passada na SP )) abundância na SP! abundância na SP! Tempo na SP depende da massa - quanto maior a massa mais rápida Tempo na SP depende da massa - quanto maior a massa mais rápida

é a evolução:é a evolução:

Combustível (hidrogénio) Combustível (hidrogénio) // Massa Massa L L // M M33

Sequência PrincipalSequência Principal

Propriedades das estrelas:Propriedades das estrelas:

Massa (MMassa (M¯̄)) TTsupsup (K) (K) Luminosidade (LLuminosidade (L¯̄)) Tempo na SP (anos)Tempo na SP (anos)

2525 3500035000 8000080000 33££ 10 1066

1515 3000030000 1000010000 1515££ 10 1066

33 1100011000 6060 66££ 10 1088

1,51,5 70007000 55 33££ 10 1099

1,01,0 60006000 11 11££ 10 101010

0,750,75 50005000 0,50,5 1,51,5££ 10 101010

0,500,50 40004000 0,030,03 2,02,0££ 10 101111

Fontes de energiaFontes de energia

Energia potencial gravíticaEnergia potencial gravítica

Considerar colapso gravitacional do Sol Considerar colapso gravitacional do Sol )) variação da variação da energia potêncial gravítica, energia potêncial gravítica, U U »» -10 -104141 J J

Assumindo luminosidade constante Assumindo luminosidade constante )) tempo total para tempo total para gastar a energia, tgastar a energia, tKHKH = = E / L E / L¯̄ »» 10 1077 anos (escala anos (escala

temporal de Kelvin-Helmholtz)temporal de Kelvin-Helmholtz) Rochas na Lua – 4Rochas na Lua – 4££ 10 1099 anos… necessário outra anos… necessário outra

fonte de energia!fonte de energia!

Fontes de energiaFontes de energia

Energia nuclearEnergia nuclear

Fusão de 4H num átomo de Fusão de 4H num átomo de 44HeHe mmHeHe=4,002603 U=4,002603 U

4m4mHH=4,031280 U=4,031280 U

Energia libertada = (4mEnergia libertada = (4mHH-m-mHeHe) c) c22 = 26,71 MeV = 26,71 MeV

H H »» 70% massa Sol, logo: 70% massa Sol, logo: EEnucnuc = 0,7 = 0,7££ M M¯̄ / (4m / (4mHH))££ 26,71 26,71 »» 10 104545 J (na realidade 10 J (na realidade 104444 J J

pois apenas 10% do H é utilizado)pois apenas 10% do H é utilizado)

TTnucnuc = E = Enucnuc/L/L¯̄ »» 10 101010 anos anos

Energia nuclear impede colapso da estrela!Energia nuclear impede colapso da estrela!

Fusão do HidrogénioFusão do Hidrogénio

Para estrelas com M < 3MPara estrelas com M < 3M¯̄

funciona a cadeia protão – funciona a cadeia protão – protão (cadeia pp)protão (cadeia pp)

Cadeia ppI:Cadeia ppI:

HH11 – protão – protão HH22 – deutério – deutério HeHe33 – Hélio-3 – Hélio-3 HeHe44 – Hélio-4 – Hélio-4


Cadeia ppII:Cadeia ppII:

Cadeia ppIII:Cadeia ppIII:


Taxa das reacções nucleares depende da temperatura Taxa das reacções nucleares depende da temperatura (cadeia ppII e ppIII dominam a temperaturas mais altas)(cadeia ppII e ppIII dominam a temperaturas mais altas)

Núcleos com carga positiva Núcleos com carga positiva )) velocidade relativa tem de ser velocidade relativa tem de ser suficiente para vencer barreira de coulomb (efeito de túnel suficiente para vencer barreira de coulomb (efeito de túnel importante!)importante!)

Formação do deutério – processo mais lento da cadeia pp Formação do deutério – processo mais lento da cadeia pp (responsável pelo tempo de vida destas estrelas)(responsável pelo tempo de vida destas estrelas)

No Sol (TNo Sol (Tcentrocentro»» 1,5 1,5££ 10 1077):):

Cadeia ppI responsável por 69% da luminosidadeCadeia ppI responsável por 69% da luminosidade ppII ppII »» 9% de L 9% de L¯̄

Taxa de produção de energia - Taxa de produção de energia - pppp // T T44


Fusão nuclear – energia libertada sob a forma de fotões e Fusão nuclear – energia libertada sob a forma de fotões e neutrinosneutrinos

Fluxo de fotões demora 10Fluxo de fotões demora 1077 anos a chegar à superfície! anos a chegar à superfície! Neutrinos demoram 2 segundos – importante no estudo das Neutrinos demoram 2 segundos – importante no estudo das

reacções nucleares no Sol (problema dos neutrinos solares!)reacções nucleares no Sol (problema dos neutrinos solares!)

Energia libertada por neutrinos:Energia libertada por neutrinos: ppI – 2%ppI – 2% ppII – 4%ppII – 4% ppIII – 27%ppIII – 27%

Fusão do hidrogénioFusão do hidrogénio

Para estrelas com massa Para estrelas com massa maior que 3Mmaior que 3M¯̄, domina o , domina o

ciclo CNO (Carbono, ciclo CNO (Carbono, Azoto e Oxigénio)Azoto e Oxigénio)

C, N e O funcionam como C, N e O funcionam como catalizadorescatalizadores

Necessário maior TNecessário maior Tcentralcentral devido a barreira de coulomb de C e N devido a barreira de coulomb de C e N

Taxa de produção de energia por unidade de massa - Taxa de produção de energia por unidade de massa - CNOCNO // T T1616

Necessário temperaturas muito maiores para fusão do He (10Necessário temperaturas muito maiores para fusão do He (1088 K)…K)…

Estrutura internaEstrutura interna

Equações estáticas da estrutura estelarEquações estáticas da estrutura estelar Descrevem o equilíbrio das estrelasDescrevem o equilíbrio das estrelas


Equilíbrio HidrostáticoEquilíbrio Hidrostático Equilíbrio entre a força gravítica e a pressão internaEquilíbrio entre a força gravítica e a pressão interna

Gravidade – contracção e aquecimento da estrelaGravidade – contracção e aquecimento da estrela Pressão – expansão e arrefecimento da estrelaPressão – expansão e arrefecimento da estrela

Responsável pela estabilidade das estrelasResponsável pela estabilidade das estrelas Soma das forças aplicadas a um elemento de fluído Soma das forças aplicadas a um elemento de fluído

no interior da estrela é nula:no interior da estrela é nula:

P=PP=Pgasgas+P+Pradrad

Derivada de P é negativa – pressão aumenta para o interiorDerivada de P é negativa – pressão aumenta para o interior

PPcentralcentral do Sol do Sol »» 2,5 2,5££ 10 101111 atm atm


Conservação da massaConservação da massa

Variação da LuminosidadeVariação da Luminosidade

– – taxa de geração de energia nuclear por unidade de massataxa de geração de energia nuclear por unidade de massa Aumenta com a distância à estrelaAumenta com a distância à estrela


Transporte de energia – processo radiativoTransporte de energia – processo radiativo

– – coeficiente de absorção média de Rosseland – indica a coeficiente de absorção média de Rosseland – indica a opacidade do gásopacidade do gás

aa – constante radiativa – constante radiativa

Derivada negativa – T aumenta para o interiorDerivada negativa – T aumenta para o interior Maior parte das estrelas da sequência principal transportam Maior parte das estrelas da sequência principal transportam

energia utilizando um misto de radiação e convecção – Sol energia utilizando um misto de radiação e convecção – Sol apenas é convectivo numa estreita camada superfícialapenas é convectivo numa estreita camada superfícial


Transporte de energia – Transporte de energia – processo convectivo:processo convectivo:

22 – coeficiente de Chandrasekhar – coeficiente de Chandrasekhar

(pressão e calores específicos do (pressão e calores específicos do gás)gás)

Dominante para estrelas com M < Dominante para estrelas com M < 0,8 M0,8 M¯̄


Teorema de Vogt-RusselTeorema de Vogt-Russel Massa e composição determinam unívocamente o raio, Massa e composição determinam unívocamente o raio,

luminosidade, estrutura interna e evolução da estrelaluminosidade, estrutura interna e evolução da estrela

5 Equações + 3 equações de 5 Equações + 3 equações de estado + condições estado + condições fronteira fronteira )) determinação das determinação das incógnitasincógnitas

Dados: Massa e composição Dados: Massa e composição química inicialquímica inicial

Usar computador!Usar computador!

Evolução das estrelasEvolução das estrelas

Evolução depende da massaEvolução depende da massa

Fusão do hidrogénio Fusão do hidrogénio )) núcleo rico em hélio núcleo rico em hélio )) estrela “sai” estrela “sai” da sequência principalda sequência principal

0,8 M0,8 M¯̄ < M < 3 M < M < 3 M¯ ¯ (Sol)(Sol)

Fim da fusão de H no núcleo Fim da fusão de H no núcleo )) núcleo de He contrai e aquece núcleo de He contrai e aquece Camada periférica de H em torno do núcleo entra em fusãoCamada periférica de H em torno do núcleo entra em fusão Superfície da estrela expande – fase da gigante vermelha!Superfície da estrela expande – fase da gigante vermelha! L L »» 10 1033 L L¯̄

TTsupsup »» 4000 K 4000 K Diâmetro do núcleo de hélio Diâmetro do núcleo de hélio »» 30000 Km 30000 Km

Evolução – Gigante VermelhaEvolução – Gigante Vermelha

Evolução (0,8 MEvolução (0,8 M¯̄ < M < 3 M < M < 3 M¯ ¯ ))

Sol vai passar pela fase Sol vai passar pela fase da gigante vermelhada gigante vermelha

Tamanho de 1UATamanho de 1UA Planetas interiores Planetas interiores

vaporizadosvaporizados Oceanos e atmosfera da Oceanos e atmosfera da

Terra vaporizadaTerra vaporizada

Grande densidade do núcleo – pressão devido a gás Grande densidade do núcleo – pressão devido a gás degenerado de electrõesdegenerado de electrões

Para TPara Tcentralcentral > 10 > 1088 K – início da fusão central do hélio (estrelas K – início da fusão central do hélio (estrelas com M < 0,8 Mcom M < 0,8 M¯̄ não chegam a iniciar fusão do hélio) não chegam a iniciar fusão do hélio)

Evolução (0,8 MEvolução (0,8 M¯̄ < M < 3 M < M < 3 M¯ ¯ ))

Processo triplo-Processo triplo-

33// T T4040

Grande libertação de energia Grande libertação de energia )) T Tcentralcentral aumenta aumenta

Pressão no núcleo não varia (gás degenerado) Pressão no núcleo não varia (gás degenerado) )) aumento brutal de Taumento brutal de Tcentralcentral )) explosão do núcleo quando explosão do núcleo quando degenerescência levantada (“helium flash”)degenerescência levantada (“helium flash”)

Fusão central do hélio (ramo horizontal)Fusão central do hélio (ramo horizontal)

Formação de um núcleo de carbono e oxigénio, devido Formação de um núcleo de carbono e oxigénio, devido à reacção:à reacção:

Evolução – Nebulosa planetáriaEvolução – Nebulosa planetária

Fim da fusão central do HeFim da fusão central do He Contracção do núcleo de C-OContracção do núcleo de C-O Fusão periférica de He (e H) – ramo Fusão periférica de He (e H) – ramo

assimptóticoassimptótico Instabilidade (pulsos térmicos) Instabilidade (pulsos térmicos) ))

expulsão das camadas exteriores da expulsão das camadas exteriores da estrelaestrela

Núcleo de carbono-oxigénio fica Núcleo de carbono-oxigénio fica exposto (Texposto (Tsupsup »» 100000 K) 100000 K)

Radiação emitida faz brilhar gás Radiação emitida faz brilhar gás expelido – nebulosa planetáriaexpelido – nebulosa planetária Expansão do gás Expansão do gás »» 20 Km/s 20 Km/s Diâmetro Diâmetro »» 1 ano-luz 1 ano-luz Duração Duração »» 50000 anos 50000 anos Enriquecimento do meio interestelar Enriquecimento do meio interestelar

(Sol liberta 60% da sua massa)(Sol liberta 60% da sua massa)NGC 2440 a 3600 anos-luz, constelação Puppis (Popa) – TSup » 220000 K

Mais nebulosas planetárias…Mais nebulosas planetárias…

Estado final – anã brancaEstado final – anã branca

Densidade do núcleo de C-O Densidade do núcleo de C-O elevada (não entra em fusão)elevada (não entra em fusão)

Equilíbrio hidrostático devido a Equilíbrio hidrostático devido a pressão do gás de electrões pressão do gás de electrões degenerado! (não depende da degenerado! (não depende da temperatura)temperatura)

Pressão suficiente desde que Pressão suficiente desde que M < 1,4 MM < 1,4 M¯̄ (limite de (limite de

Chandrasekhar)Chandrasekhar)

Raio Raio »» 0,01 R 0,01 R¯̄

Temperatura muito alta (côr Temperatura muito alta (côr branca)branca)

»» 10 1099 Kg/m Kg/m33 (colher de chá (colher de chá de matéria pesa de matéria pesa »» 6 toneladas 6 toneladas na Terra!)na Terra!)

Sírius B (raios-X) – TSup » 30000 K

Única fonte de energia: energia térmica – estrela arrefece e Única fonte de energia: energia térmica – estrela arrefece e luminosidade diminui (anã preta)luminosidade diminui (anã preta)

Evolução - SolEvolução - Sol

Evolução do Sol (Digital Demo Room)

Evolução – perda de massaEvolução – perda de massa

Estrelas ejectam matéria para o Estrelas ejectam matéria para o espaço interestelar ao longo da sua espaço interestelar ao longo da sua vida (vento estelar)vida (vento estelar)

Processo importante durante a fase Processo importante durante a fase gigante vermelha das estrelas gigante vermelha das estrelas (atracção gravítica sobre superfície (atracção gravítica sobre superfície da estrela é fraca)da estrela é fraca)

Afecta estados finais de evoluçãoAfecta estados finais de evolução Processo importante no Processo importante no

enriquecimento do meio interestelarenriquecimento do meio interestelar

Estrela Wolf-Rayet WR124

Estrelas Wolf-Rayet: estado de evolução de estrelas massivas (Estrelas Wolf-Rayet: estado de evolução de estrelas massivas (»» 25 25 MM¯̄) com grande perda de massa () com grande perda de massa (»» 10 10-5-5 M M¯̄ por ano), vento estelar de por ano), vento estelar de

2000 Km/s e T2000 Km/s e Tsupsup »» 25000 K – 50000 K 25000 K – 50000 K

EvoluçãoEvolução

Estrelas variáveis intrísecas Estrelas variáveis intrísecas (pulsantes)(pulsantes) Apresentam grandes Apresentam grandes

variações periódicas da variações periódicas da luminosidade durante luminosidade durante intervalos de tempo intervalos de tempo pequenospequenos

Variações do desvio doppler Variações do desvio doppler das riscas espectrais para o das riscas espectrais para o azul e vermelho azul e vermelho )) expansão e expansão e contracção da supefície contracção da supefície (velocidade (velocidade »» 100 Km/s) 100 Km/s)

Perturbação do equilíbrio hidrostático Perturbação do equilíbrio hidrostático )) oscilações em torno do oscilações em torno do equilíbrioequilíbrio

Ocorre quando estrela passa pela “faixa de instabilidade” do Ocorre quando estrela passa pela “faixa de instabilidade” do diagrama H-R durante a fase de gigante vermelhadiagrama H-R durante a fase de gigante vermelha


Estrelas variáveis intrísecas:Estrelas variáveis intrísecas: CefeidasCefeidas

Grande massa e luminosidade Grande massa e luminosidade ((»» 10 1033 - 10 - 1044 L L¯̄))

Período entre 1 e 70 diasPeríodo entre 1 e 70 dias Variação entre 0,1 e 2,0 Variação entre 0,1 e 2,0

magnitudesmagnitudes Forte correlação entre período Forte correlação entre período

e luminosidadee luminosidade Importante para medir Importante para medir

distâncias! (até 40 Mpc)distâncias! (até 40 Mpc)

RR da LiraRR da Lira Massa pequena (< MMassa pequena (< M¯̄))

L L »» 40 – 50 L 40 – 50 L¯̄

Período Período »» horas horas

Variação do brilho de uma estrela Cefeida

Evolução - estrelas pesadasEvolução - estrelas pesadas

Também passam por fase gigante (ou super-gigante) Também passam por fase gigante (ou super-gigante) vermelhavermelha

3 M3 M¯̄ < M < 9 M < M < 9 M¯̄

Não existe “flash de hélio”Não existe “flash de hélio” Possível “carbon flash” se núcleo suficientemente massivoPossível “carbon flash” se núcleo suficientemente massivo Grande perda de massa durante a fase gigante evita fusão do Grande perda de massa durante a fase gigante evita fusão do

carbonocarbono

9 M9 M¯̄ < M < 20 M < M < 20 M¯̄

Fim da fusão no núcleo de um certo elemento Fim da fusão no núcleo de um certo elemento )) contracção e contracção e fusão de elementos mais pesadosfusão de elementos mais pesados

Alternância entre fusão central e periféricaAlternância entre fusão central e periférica


T » 4£ 108 K

T » 2£ 109 K

M > 20 MM > 20 M¯̄

Fusão de elementos mais pesados até chegar ao ferro:Fusão de elementos mais pesados até chegar ao ferro:

T » 3£ 109 K

Evolução – estrelas pesadasEvolução – estrelas pesadas

Fe é estável (fusão consome energia)Fe é estável (fusão consome energia) Fim dos ciclos de fusãoFim dos ciclos de fusão Fusão nuclear deixa de “alimentar” luminosidade da estrelaFusão nuclear deixa de “alimentar” luminosidade da estrela Estrela colapsaEstrela colapsa

Evolução – estrelas pesadasEvolução – estrelas pesadas

Outros núcleos formados pela captura de neutrões e transmutação dos Outros núcleos formados pela captura de neutrões e transmutação dos isótoposisótopos

Grande parte dos elementos químicos do Universo resultam das reacções Grande parte dos elementos químicos do Universo resultam das reacções nucleares nas estrelas!! (excepto H e He)nucleares nas estrelas!! (excepto H e He)

Temperatura Temperatura mínima para mínima para

fusão (K)fusão (K)

Elemento Elemento em fusãoem fusão

Elementos Elementos produzidosproduzidos

Duração da Duração da fusão (anos)fusão (anos)

44££ 10 1077 HH HeHe 77££ 10 1066

22££ 10 1088 HeHe C, OC, O 77££ 10 1055

66££ 10 1088 CC Ne, Na, Mg, ONe, Na, Mg, O 600600

1,21,2££ 10 1099 NeNe O, MgO, Mg 11

1,51,5££ 10 1099 OO Si, S, PSi, S, P » » 0,50,5

2,72,7££ 10 1099 SiSi do Ni ao Fedo Ni ao Fe » » 1 dia1 dia

Tempo de duração das reacções nucleares para estrelas de grande massa (» 25 M¯)

Evolução – Supernovas tipo IIEvolução – Supernovas tipo II

Formação de núcleo de Fe Formação de núcleo de Fe )) fim da fusão nuclear (M > limite de fim da fusão nuclear (M > limite de Chandrasekhar) Chandrasekhar) )) colapso catastrófico do núcleo colapso catastrófico do núcleo Enorme produção de neutrões e neutrinos – fotodissociação e decaimento Enorme produção de neutrões e neutrinos – fotodissociação e decaimento

beta inverso:beta inverso:

TTcc »» 8 8££ 10 1099 K K cc »» 8 8££ 10 101717 Kg/m Kg/m33 (1/4 segundo após colapso do núcleo) (1/4 segundo após colapso do núcleo) »» densidade do densidade do

núcleo de um átomonúcleo de um átomo Núcleo pára de colapsar (pressão do fluído de neutrões Núcleo pára de colapsar (pressão do fluído de neutrões

degenerados!)degenerados!) Colapso das camadas externas continua (Colapso das camadas externas continua (»» 15% velocidade da luz) 15% velocidade da luz)

Choque com núcleo rígidoChoque com núcleo rígido Formação de ondas de choqueFormação de ondas de choque Explosão das camadas externas (impulsionada por fluxo de neutrinos) Explosão das camadas externas (impulsionada por fluxo de neutrinos) ))

Supernova!Supernova! Enorme libertação de neutrinos Enorme libertação de neutrinos »» 10 104646 J (10 segundos) J (10 segundos) »» 100 100££

energia produzida pelo Sol na sequência principal!!energia produzida pelo Sol na sequência principal!! Emissão de fotões: 10Emissão de fotões: 104242 J (meses…), pico – 10 J (meses…), pico – 103636 J/s – 10 J/s – 1099 L L¯̄

SupernovasSupernovas

Formação de elementos Formação de elementos mais pesados que o Fe:mais pesados que o Fe:

Enriquecimento do meio Enriquecimento do meio interestelarinterestelar

Ondas de choque – Ondas de choque – formação de estrelas!formação de estrelas!

Outros tipos – Ib, Ia Outros tipos – Ib, Ia (“standard candles”…)(“standard candles”…)

Nebulosa de Caranguejo – expansão do gás devido a supernova observada em 4 de Julho de 1054 (China)

Estados finais – estrela de neutrõesEstados finais – estrela de neutrões

Núcleo final após Supernova Núcleo final após Supernova tipo IItipo II

Pressão devido a neutrões Pressão devido a neutrões degeneradosdegenerados

M < 2 MM < 2 M¯̄ (limite de Tolman- (limite de Tolman-

Oppenheimer-Volkoff)Oppenheimer-Volkoff) Raio Raio »» 10 Km 10 Km »» 10 101818 Kg/m Kg/m33 (colher de chá (colher de chá

da estrela pesa da estrela pesa »» 100 milhões 100 milhões de toneladas na Terra!)de toneladas na Terra!)

Constituição:Constituição: Exterior - Crosta sólida formada Exterior - Crosta sólida formada

(ferro + núcleos atómicos (ferro + núcleos atómicos pesados)pesados)

Interior – superfluído de Interior – superfluído de neutrões (supercondutor – neutrões (supercondutor – protões + electrões)protões + electrões)

Estrela de neutrões (pulsar) observada na nebulosa do Caranguejo

Estrela de neutrões - pulsaresEstrela de neutrões - pulsares

Descobertos em 1967 (extra-Descobertos em 1967 (extra-terrestres?)terrestres?)

Estrelas de neutrões – rápida Estrelas de neutrões – rápida rotação e campos magnéticos rotação e campos magnéticos muito fortesmuito fortes

Emissão de radiação ao longo Emissão de radiação ao longo dos pólos magnéticos dos pólos magnéticos (diferente do eixo de rotação) (diferente do eixo de rotação) – pulsos– pulsos

Período mínimo Período mínimo »» 0,5 ms 0,5 ms Pulsar mais próximo (90 pc) - Pulsar mais próximo (90 pc) -

P P »» 0,237 s 0,237 sO pulsar “Vela” – emissão de um jacto de gás

Estados finais - evolução para 15 MEstados finais - evolução para 15 M¯̄

Estados finais – buracos negrosEstados finais – buracos negros

MMinicialinicial > 25 M > 25 M¯̄

Núcleo final da estrela com M > 2 MNúcleo final da estrela com M > 2 M ¯̄ )) pressão dos neutrões degenerados pressão dos neutrões degenerados insuficiente insuficiente )) “estrela” colapsa “estrela” colapsa

Quando R < RQuando R < RSS (raio de Schwarzschild (raio de Schwarzschild - horizonte de acontecimentos) - horizonte de acontecimentos) )) matéria e luz não conseguem matéria e luz não conseguem escapar escapar )) buraco negro buraco negro

M = 3MM = 3M¯̄ )) R RSS=8,9 Km=8,9 Km

Colapso final em microsegundos Colapso final em microsegundos )) formação de uma singularidadeformação de uma singularidade

Observações:Observações:

““Sistemas binários”Sistemas binários” Emissão de raios-X por acreção de Emissão de raios-X por acreção de

matéria no buraco negromatéria no buraco negro

Buraco negro supermassivo na galáxia elíptica NGC 4261 (45 milhões de anos luz de distância)

Massa » 109 M¯; Raio » 20 UA

3ª escola de astrofísica e gravitação do ist astrofísica estelar

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espectro das estrelas

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