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VIDA E MORTE DAS ESTRELAS

VIDA E MORTE DAS ESTRELAS. Elisabete M. de Gouveia Dal Pino IAG-USP Leitura: Chaisson & McMillan Zeilik -Gregory- Smith. NASCE UMA ESTRELA. NUVEM INTERESTELAR : densa e fria (T= 10 K, densidade ~ 10 9 m -3 , M~milhares M ¤ ). Gravidade > Forças de Pressão: GM  /r 2 > dP /dr

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VIDA E MORTE DAS ESTRELAS

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Presentation Transcript

  1. VIDA E MORTE DAS ESTRELAS • Elisabete M. de Gouveia Dal Pino • IAG-USP • Leitura: • Chaisson & McMillan • Zeilik-Gregory-Smith

  2. NASCE UMA ESTRELA NUVEM INTERESTELAR: densa e fria (T= 10 K, densidade ~ 109m-3, M~milhares M¤) Gravidade > Forças de Pressão: GM/r2> dP/dr  COLAPSO

  3. NASCE UMA ESTRELA Gravidade > Forças de Pressão: COLAPSO & fragmentação

  4. O QUE É UMA ESTRELA? • Tc=15 milhões no caroço: fusão de • 4H  He + 0,0286 mH • E = 0,0286 mH c2 = 4,3 x 10-12 J • Etotal=Ex(0,1M¤ /4mH)= 1.28 x 1044 J L¤ = 4 x 1026 J/s • tfusão=10 bilhões de anos E = m c2 Ts=5800 K Onde e como os elementos foram produzidos no Universo G. R. e E. M.Burbidge, W. A. Fowler e Fred Hoyle (1957).

  5. MASSA: fator determinante para o Fim Tempo de vida da estrela depende da E que tem armazenada (mc2) e da taxa com que despende energia (L): t* M*-2,3 Diagrama HR Sol: 10 billhões de anos Eta Carina (~100 M¤): 4 milhões de anos

  6. MASSA: fator determinante para o Fim Tempo de vida da estrela depende da E que tem armazenada (mc2) e da taxa com que despende energia (L): t* M*-2,3 Diagrama HR Sol: 10 billhões de anos Eta Carina (~100 M¤): 4 milhões de anos

  7. Evolução de Estrelas como o Sol (M até 11 M¤) Sol: em ~4,5 bilhões de anos: fusão do H pára no caroço, continua na camada em volta deixa a SP e começa a morrer Sem produção de radiação: Pc o caroço de He começa a contrair Queima de H + rápida na camada em volta do caroço: expande as camadas mais externas  GIGANTE VERMELHA Betelgeuse: R = órbita de Júpiter, Ts=3400K, L=10.000 L¤

  8. Evolução de Estrelas como o Sol (M até 11 M¤) Sol: em ~4,5 bilhões de anos: fusão do H pára no caroço, continua na camada em volta deixa a SP e começa a morrer Sem produção de radiação: Pc o caroço de He começa a contrair Queima de H + rápida na camada em volta do caroço: expande as camadas mais externas  GIGANTE VERMELHA Sol: gigante vermelha terá R= órbtia da Terra !

  9. Evolução de Estrelas como o Sol (M até 11 M¤) Sol: ~100 milhões de anos depois de ter deixado SP: contração do caroço vai parar: c 108 kg m-3 e Tc 108 K FUSÃO He  C e O ~ dezenas de milhões de anos depois: novo núcleo estelar foi formado: C

  10. Caroço estelar de carbono Camada mais externa de H: não em fusão e expande ainda mais: Ts e L crescem: supergigante vermelha

  11. SUPERGIGANTE VERMELHA Núcleo da supergigante: não é quente o suficiente (T<6x108K) para continuar fusão nuclear e transformar C em elementos mais pesados. Com < P: núcleo continua a diminuir sob efeito de FG Quando caroço ~1010 Kg m-3: os elétrons tão próximos entre si, que o gás não pode mais ser comprimido (degenerados). Contração do caroço pára: Tc estabiliza e E é produzida apenas nas camadas mais externas (queima de H e He).

  12. Nebulosa Planetária e Anã Branca As camadas mais externas irão expandir com v ~ dezenas de km/s e diâmetro de ~2 a 3 anos luz ANÃ BRANCA Caroço do Sol: visível com M*/2, raio~ao da Terra, Ts~30.000K Em ~10.000 anos: NP dispersa H,He, C,O,N  MIS Nebulosa Planetária

  13. Confirmação da Teoria de EE Diagrama H-R de um aglomerado de estrelas

  14. Evolução de Estrelas mais Massivas (M > 11 M¤) Vivem mais rápida e dramaticamente: estrela com 25 M¤ vive 1000 x mais rápidoque o Sol Na SP: H  He (L>10.000L¤, Ts=30.000K) Todas estrelas deixam SP quando H do caroço acaba e seguem para região das gigantes vermelhas

  15. Evolução de Estrelas mais Massivas (M > 11 M¤) > Massa: quando cada combustível no caroço é exaurido, Fg faz crescer Tc e c rapidamente para fundir novos elementos mais pesados. 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 de Fe se desenvolve em < 1 dia. Tc~ 8 bilhões K

  16. Caroço estelar de Ferro Átomos mais pesados que 56Fe26: liberam energia somente por fissão. Com fim definitivo da produção de energia: FG comprime o caroço até Tc~ 10 bilhõesK gerar fótons energéticos: em fração de segundos quebram os núcleos Fe  Em 1 décimo de segundo: Fe  prótrons + nêutrons prótons + elétrons n + enorme fluxo de neutrinos Caroço de Fe que possuía R~12.000 km  colapsa em caroço de nêutrons (c ~ 1018 kg m-3)de R~10 km!!

  17. EXPLOSÃO DE SUPERNOVA SN1987A Colapso do caroço deixa camadas externas: sem suporte  Colapsam e rebotam ao colidir com o caroço incompressível Enorme explosão Liberação de grande quantidade de energia gravitacional. Durante algumas semanas: SN brilha como uma galáxia de 10 bilhões de estrelas. Somente 0,01% da Energia sob forma de luz, o restante em neutrinos (10 neutrinos foram detectados aqui na Terra de SN1987A).

  18. EXPLOSÃO DE SUPERNOVA Nebulosa do Caranguejo Os restos da explosão expandem pelo espaço 5000 km/s Depois de 20.000 anos: nebulosa de gás: D=100 anos-luz. Eventualmente estes restos irão misturar-se completamente com outras nuvens e formar um dia outra(s) estrela(s). Supernovas são fábricas de vários elementos pesados: Fe, Co, Ni, Ti, prata, ouro. A Terra contem material de várias SNs que ocorreram antes de nosso sistema solar.

  19. ESTRELA DE NÊUTRONS Logo após explosão: caroço estelar Estrela de Nêutrons EN no Caranguejo Gira 30 vezes/seg: PULSAR  Decta-se pulso de luz em rádio cada vez que o feixe de elétrons aponta para nós ~ farol.

  20. BURACO NEGRO Se estrela de nêutrons com M > 3 M¤: P de nêutrons não pode evitar o colapso gravitacional Com  R : gravidade atinge tais níveis, que nem mesmo a luz consegue escapar desse objeto:  buraco negro

  21. BURACO NEGRO ? Para um objeto (m) escapar de um campo gravitacional (Laplace, 1796): mv2/2= GMm/R  vesc = (2 GM/R)1/2 Einstein (1905): máxima v = c Schwarzschild: raio do corpo (M) se vesc = c Rs = 2 G M/c2 = 3 M km

  22. BURACO NEGRO Se R  Rs = 3 M kmnem luz escapa : BN Se estrela de nêutrons (R=10 km) M> 3 M¤: R < Rs Relatividade Geral (Einstein): 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 cai dentro dele

  23. EVIDÊNCIAS DE BURACO NEGRO? Possível BN: 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 da estrela companheira visível.

  24. CICLO VITAL DAS ESTRELAS

  25. FECHANDO O CICLO VITAL Restos de SuperNova irão misturar-se completamente com outras nuvens outras estrelas

  26. Interação RSN-nuvem Melioli & de Gouveia Dal Pino 2005

  27. Interações entre RSNs

  28. Interações entre 3 RSNs Uma estrela nasce !!

  29. The End

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