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Estrelas (VI)
Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira
IAG/USP
AGA 210 – 1° semestre/2016
www.astro.iag.usp.br/~aga210/
Estrelas variáveis: período-luminosidade Aglomerados abertos e globulares: -- idades, diagrama H-R Binárias: novas, novas recorrentes Supernova tipo Ia Nucleossíntese
Proto-estrela
Nuv
ens
mol
ecul
ares
TempoMenos de 0,08 M
anã marron
Entre 0,08 e 0,4 MAnã vermelha na
sequência principal
0,4 até 8 Mestrela da
sequência principal
8 até 25 M
Mais de 25 M
Supergigante azul
Supergigante
Supergigante vermelha
Nebulosaplanetária
Anãbranca
Supernova
Supernova
Estrela de Nêutrons
Buraco negro
Gigante vermelha
Mas
saes
tela
r
Proto-estrela
Proto-estrela
Proto-estrela
Proto-estrela
estrela dasequência principal
estrela dasequência principal
Gigante vermelha
Discovering the Universe N.F. Comins & W.J. Kaufmann (2008)
Estrelas Variáveis
• Uma das estrelas deste campo tem luminosidade variável. • Variação recorrente e periódica: estrelas pulsantes.
Estrelas pulsantes • Classe de estrelas com variabilidade intrínseca: são pulsantes e suas
propriedades variam periodicamente.
• São estrelas normais, que em um dado período de sua vida passam por uma fase de instabilidade � Internamente instável; � Luminosidade, raio e temperatura variam regularmente.
Estrelas pulsantes • Faixa de instabilidade:
– Entre a sequência principal e as gigantes vermelhas.
– Estrelas nesta região pulsam regularmente.
• Cefeidas: variáveis pulsantes de alta massa e período de pulsação entre 1 a 100 dias.
• RR Lyrae: variáveis de baixa massa e período de pulsação curto (menos que um dia).
• Variáveis de longo período (~ 1 ano).
• As Cefeidas e RR Lyrae estão na fase de queima de He no núcleo.
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Cefeidas • Protótipo é δ Cefeida, estrela cuja luminosidade varia de um fator 2,3
(quase uma magnitude) em cerca de 5 dias e 10 horas.
• A variação da luminosidade pode ser apresentada como uma curva de luz.
• O mecanismo de pulsação foi explicado por A. Eddington em 1917, conhecido como “Válvula de Eddington”: – Ionização e recombinação periódica do gás nas camadas mais externas da
estrela funcionam como uma válvula de pressão, alterando a opacidade do gás da estrela.
brilho máximo
brilho máximo
curva de luz de uma Cefeida
Estrelas cefeidas
estrela se expande rapidamente
O gás no interior de uma Cefeida ou RR Lyrae esquenta e esfria alternadamente, fazendo a estrela aumentar e diminuir de tamanho � variação periódica da luminosidade.
(+ é para fora – é para dentro)
Relação período-luminosidade
• Em 1912, Henrietta Leavitt descobre que o período de pulsação das Cefeidas é proporcional à sua luminosidade intrínseca.
1868 – 1921
Relação período-luminosidade
• 2 tipos de Cefeidas: – “Clássicas” ou
tipo I: ricas em metais. – “W Virginis” ou tipo II:
pobres em metais.
• Diferentes relações Período-Luminosidade.
Relação período-luminosidade
• Esta relação pode ser utilizada para determinação de distância.
• Mede-se o período de pulsação...
• ...e obtemos a luminosidade intrínseca.
m – M = 5 log(Dpc/10)
obtemos a distância.
Relação período-luminosidade • As Cefeidas têm magnitudes médias intrínsecas de
MV = 0 a –5.
• Tomando uma Cefeida de MV = –5, a 1 Mpc de distância: – sua magnitude aparente será mV = 20. – Observável em um bom telescópio de ≈ 2,5m de diâmetro.
a 20 Mpc de distância: – sua magnitude será mV = 26,5. – Observável em um bom telescópio de ≈ 2,5m de diâmetro no espaço
(Telescópio Espacial Hubble).
a 40 Mpc de distância: – sua magnitude será mV = 28,0. – Observável em um telescópio de ≈ 6,5m de diâmetro
no espaço (Telescópio Espacial James Webb).
m – M = 5 log(Dpc/10)
módulo de distância
Distância usando Cefeidas
distância
17 Mpc
Estrelas nascem juntas, em grupos
• Exemplo: aglomerado das Plêiades: ~ 3000 estrelas, 125 pc de distância, 4 pc de diâmetro, ainda se vê o gás em volta das estrelas
Rogelio Bernal Andreo (Deep Sky Colors)
Aglomerados abertos Estrelas ainda jovens, recém formadas. Mais de 1000 são conhecidos na Galáxia.
Estrelas que nasceram juntas
Aglomerados globulares 100 mil ~ 1 milhão de estrelas ~50-100 pc de diâmetro Em geral são objetos antigos. Há 158 conhecidos na Galáxia.
M 3
M13
Aglomerados
• Aglomerados abertos => estrelas jovens – exemplo: Plêiades, Hyades.
• Aglomerados globulares => estrelas evoluídas – exemplo: M3, M5, ω Centauro.
• Em ambos os casos, em aglomerados: – as estrelas do aglomerado
estão à mesma distância de nós;
– nasceram juntas.
Roth Ritter (Dark Atmospheres)
Aglomerados abertos h e χ Persei
Evolução no diagrama H-R
Sequência principal
Gigante vermelha Nebulosa planetária
Anã branca
A
B
C
D
E
aglomerado de estrelas evoluindo
Diagrama H-R p/ aglomerados
• A maioria das estrelas está na Sequência Principal • � Aglomerado jovem.
Diagrama H-R p/ aglomerados
• Qual destes aglomerados é mais velho? (lembre-se, quanto menor a temperatura na Sequência Principal, menor a massa e maior o tempo de vida)
NGC 188
M 67
Diagrama H-R p/ aglomerados
• Qual destes aglomerados é mais velho? (lembre-se, quanto menor a temperatura na Sequência Principal, menor a massa e maior o tempo de vida)
Para M 67 a idade é estimada entre 2 e 3×109 anos. Para NGC 188, a idade estimada é de 3,6×109 anos.
Diagrama H-R p/ aglomerados
• Qual é a idade do aglomerado de Hyades? Como não há estrelas na Seq. Princ. mais azul do que B-V = 0,1, então as estrelas O e B já saíram da Seq. Princ. Logo, Hyades deve ter 400 milhões de anos (tempo de vida na Seq. Principal de uma A0)
Tipo espectral
B-V Idade (109 anos)
O -0.4 <0.001
B -0.2 0.03
A 0.2 0.4
F 0.5 4
G 0.7 10
K 1.0 60
M 1.6 >100
Diagrama H-R p/ aglomerados
• O aglomerado globular M92, em Hércules, é mais velho que as Hyades.
Tipo espectral
B-V Idade (109 anos)
O -0.4 <0.001
B -0.2 0.03
A 0.2 0.4
F 0.5 4
G 0.7 10
K 1.0 60
M 1.6 >100
Diagrama H-R p/ aglomerados
• O ponto onde a Sequência Principal “termina” muda com a idade e é chamado “turn-off”.
NGC 2362 tem cerca de 5 milhões de anos.
Plêiades (M45), estrelas tipo B com cerca de 100 milhões de anos.
M67 tem cerca de 4 bilhões de anos.
Evolução de estrelas em pares
• Se uma estrela com massa menor que 8 M� evolui sozinha: – termina como uma anã branca.
• Contudo, mais da metade das estrelas (excluindo tipo M) se encontram em sistemas múltiplos, em particular, em pares.
• A evolução de estrelas em um sistema binário cerrado (estrelas muito próximas) é diferente.
Evolução de estrelas em pares
• Em um par onde as estrelas têm massas diferentes:
– A estrela mais massiva do par evolui mais rápido.
– Ela se tornará uma Anã Branca enquanto a outra estrela ainda está na Sequência Principal.
– Sírius A ainda está na Sequência Principal (é uma estrela tipo A).
– Mas Sirius B é uma Anã Branca, já saiu da Sequência Principal.
Pares de estrelas
• Qual é a força sentida por uma partícula entre as estrelas? • Para onde ela vai?
estrela 1 estrela 2
Pares de estrelas
• Cada estrela “controla” uma região dentro do “Lóbulo de Roche” (ou Superfície de Roche).
• O Lóbulo de Roche corresponde a um equipotencial da gravidade. • L1, L2, L3, L4 e L5 são pontos de estabilidade:
– Chamados pontos de Lagrange. • Os pontos L1, L2 e L3 estão na mesma linha que liga as duas
estrelas.
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Pares de estrelas
• A gigante vermelha enche o lóbulo de Roche e parte do envelope externo cai, pelo ponto L1, na anã branca.
• Forma-se um disco de acreção em torno da Anã Branca.
• O gás que cai de L1 não atinge a anã branca diretamente devido a rotação da binária.
L1
Nova
• Hidrogênio acrescentado pelo disco se acumula na superfície da anã branca.
• Camada quente e densa de hidrogênio até...
• Fusão explosiva de hidrogênio na superfície da estrela.
• Explosão de uma Nova.
Nova Cygni 1975
Nesta imagem só vemos a estrela da Sequência Principal, não vemos a anã branca.
Nova
http://svs.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/details.cgi?aid=11641 Walt Feimer (HTSI), NASA's Goddard Space Flight Center
• Acréscimo de massa da gigante vermelha para a anã branca através o ponto de Lagrange L1.
• Fusão explosiva de hidrogênio na superfície da estrela. • A anã branca sobrevive à explosão
Nova • Se o aumento de luminosidade é de um fator 10 (2,5 magnitudes):
– Nova anã.
• Quando o aumento é de um fator 10.000 (10 magnitudes): – Nova clássica.
• Há ejeção de matéria que pode chegar a ~2000km/s.
observação do solo
Nova T Pyxidis
Nova recorrentes • Após a explosão da Nova, o ciclo pode
recomeçar. • A anã branca volta a acumular massa
pelo disco de acreção. • Densidade e temperatura voltam a
aumentar � Outra Nova.
T Pyxidis
erupção a cada ~20 anos 1920, 1944, 1966, 2011
Objetos compactos em binárias • Além de anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros podem
fazer parte de um sistema binário.
• O disco de acreção é muito mais energético do que no caso da anã branca.
• Não há o fenômeno de Novas.
Objetos compactos em binárias • No caso da secundária ser um
buraco negro, a matéria cai no horizonte de eventos e “desaparece”.
• No caso da secundária ser uma estrela de nêutrons, a matéria ao cair na superfície causa um flash de raios-X.
Observando Buracos Negros • Buracos negros isolados são praticamente impossíveis de
serem observados.
• Mas em sistemas binários, observamos a consequência da presença de um buraco negro – Disco de acréscimo extremamente energético:
emissão em raios-X. a interação com o campo magnético provoca a ejeção de partículas (jatos)
http://chandra.harvard.edu/photo/2006/j1655/j1655_sm.mov
Como deve ser o sistema binário GRO J1655-40
Observando Buracos Negros • Buracos negros isolados são praticamente impossíveis de
serem observados.
• Mas em sistemas binários, observamos a consequência da presença de um buraco negro – Disco de acreção extremamente energético:
emissão em raios-X.
• Exemplo: Cygnus X-1 – 1860 pc da Terra – Estrela da sequência
principal com 25 M�. – Pelo movimento orbital, a
massa da dupla é 35 M�. – � companheira invisível
de 10 M�.
http://sci.esa.int/integral/48588-artist-s-impression-of-cygnus-x-1/
HD 226868 (O9V) Supergigante azul
transferência de massa
disco de acreção
jato de partículas
buraco negro
Acreção em sistemas binários
• No caso de acreção em uma anã branca: – Na explosão da Nova, nem todo material é expelido. – A acreção aumenta a massa da anã branca. – A pressão dos elétrons degenerados só pode suportar até 1,4 M�,
o Limite de Chandrasekhar.
• Quando a massa da anã branca supera 1,4 M�: – A estrela colapsa. – O carbono e oxigênio iniciam uma fusão em toda a estrela. – Quase toda a estrela é transformada em Ferro e Níquel – A estrela inteira explode.
• SUPERNOVA tipo Ia
Supernova Tipo Ia
• Acreção na anã branca e detonação da Supernova Ia
Supernova Tipo Ia • Supernova Ia observada em
1994 pelo telescópio espacial Hubble, em uma galáxia a ~18 Mpc.
• Evento extremamente energético.
• Magnitude absoluta –19,6 (na banda B). – Se ocorresse uma SN Ia a 100 pc de distância, sua
magnitude aparente seria –14,5, mais brilhante do que a Lua cheia.
• Supernovas observadas por Tycho Brahe (11/1572) e Johannes Kepler (10/1604) foram de Tipo Ia.
Supernova Tipo Ia
• Emissão em raios-X.
• 3 SNs Ia e 1 SN II da Grande Nuvem de Magalhães. – Qual é a
SN II?
600 anos 1500 anos
10.000 anos 13.000 anos
Supenova Tipo Ia Supernova Tipo II explosão de uma anã branca em sistema binário
Colapso do caroço de estrela massiva
Enriquece o meio interestelar com Ferro e Níquel.
Enriquece o meio com C, O, Ne, Mg, Si
Ocorre em todo tipo de galáxias. Ocorre em galáxias que ainda formam estrelas.
Luminosidade máxima é praticamente a mesma. Em geral, + brilhante que II.
Luminosidade máxima varia de uma SN p/ outra
Não há linhas de hidrogênio no espectro. Tem linhas de hidrogênio no espectro
• Curvas de luz normalizadas
Ia II outras total 2 4 0,8 6,8
taxa de supernovas
por século para uma galáxia com a luminosidade da Via Láctea
Nucleossíntese e enriquecimento • Em estrelas massivas, até a explosão da supernova a estrela sintetiza
elementos até o Fe no núcleo.
• Pelo processo de captura lenta de nêutrons (chamado processo-s) são sintetizados elementos até o Bismuto (elemento não radioativo mais pesado) fora do núcleo (em baixa quantidade).
• Estrelas de baixa massa (como o Sol) contribuem muito pouco com o enriquecimento do meio, apesar de produzirem C, N e O. uecimento do meio, apesar de prooduzirem C, N ee O.
Nucleossíntese e enriquecimento • SN II => ejeção de “elementos-alfa”:
– elementos formados pela fusão sucessiva de núcleos de hélio (também conhecido como partícula alfa).
– exemplo: carbono, oxigênio, neônio, silício, enxofre, cálcio. • SN Ia => ejeção de elementos do “grupo do ferro”:
– Níquel e ferro (produzidos durante a explosão da anã branca). • Em supernovas, a captura rápida de nêutrons (chamado processo-r)
sintetiza elementos até o Plutônio fora do núcleo.
Raios cósmicos quebram o carbono do meio interestelar para produzir Li, Be e B.
Resumo da principal origem dos elementos
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Material de supernova ainda chega por aqui https://www.sciencedaily.com/releases/2016/04/160414113425.htm
Baseado na quantidade do isótopo radioativo do ferro, 60Fe. Fimiani et al. 2016, PRL
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