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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
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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)
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Estrelas Variáveis
• Uma das estrelas deste campo tem luminosidade variável. • Variação recorrente e periódica: estrelas pulsantes.
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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.
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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
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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)
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Relação período-luminosidade
• Em 1912, Henrietta Leavitt descobre que o período de pulsação das Cefeidas é proporcional à sua luminosidade intrínseca.
1868 – 1921
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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.
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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.
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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
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Distância usando Cefeidas
distância
17 Mpc
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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.
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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
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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
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Evolução no diagrama H-R
Sequência principal
Gigante vermelha Nebulosa planetária
Anã branca
A
B
C
D
E
aglomerado de estrelas evoluindo
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Diagrama H-R p/ aglomerados
• A maioria das estrelas está na Sequência Principal • � Aglomerado jovem.
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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
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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.
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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
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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
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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.
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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.
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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.
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Pares de estrelas
• Qual é a força sentida por uma partícula entre as estrelas? • Para onde ela vai?
estrela 1 estrela 2
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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
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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.
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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
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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
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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
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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.
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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.
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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
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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
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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
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Supernova Tipo Ia
• Acreção na anã branca e detonação da Supernova Ia
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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.
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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
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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
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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.
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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