Estrelas variáveis: período-luminosidade Aglomerados abertos e globulares: -- idades, diagrama H-R Binárias: novas, novas recorrentes Supernova tipo Ia Nucleossíntese

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

www.astro.iag.usp.br/~aga210/

AGA 210 – 1° semestre/2016

Buraco negro

Massa estelar

Nuvens moleculares

Proto-estrela

Proto-estrela

Proto-estrela

Mais de 25 M estrela da sequência principal

Supergigante azul

8 até 25 M estrela da Gigante vermelha sequência principal

0,4 até 8 M estrela da sequência principal

Proto-estrela

Entre 0,08 e 0,4 M Anã vermelha na sequência principal

Proto-estrela

Menos de 0,08 M anã marron

Supernova

Estrela de Nêutrons Supergigante

Supernova

Gigante vermelha Supergigante vermelha

Tempo

Nebulosa planetária

Anã branca

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:

 




 

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•  RR Lyrae: variáveis de baixa massa e período de pulsação curto (menos que um dia).





•  Cefeidas: variáveis pulsantes de alta massa e período de pulsação entre 1 a 100 dias.







–  Entre a sequência principal e as gigantes vermelhas. –  Estrelas nesta região pulsam regularmente.

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•  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 brilho brilho gás da estrela. máximo máximo

curva de luz de uma Cefeida

Estrelas cefeidas (+ é para fora – é para dentro)

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.

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. módulo de distância

•  Tomando uma Cefeida de MV = –5,

m – M = 5 log(Dpc/10)

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).

Distância usando Cefeidas

distância 17 Mpc

Estrelas nascem juntas, em grupos

Aglomerados abertos Estrelas ainda jovens, recém formadas. Mais de 1000 são conhecidos na Galáxia.

•  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)

Estrelas que nasceram juntas

Aglomerados globulares 100 mil ~ 1 milhão de estrelas M3

~50-100 pc de diâmetro Em geral são objetos antigos. M13

Há 158 conhecidos na Galáxia.

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.

Aglomerados abertos h e χ Persei

Roth Ritter (Dark Atmospheres)

Evolução no diagrama H-R Sequência principal

Gigante vermelha

A

aglomerado de estrelas evoluindo

B

D

C

E

Nebulosa planetária Anã branca

Diagrama H-R p/ aglomerados

•  A maioria das estrelas está na Sequência Principal •   Aglomerado jovem.

Diagrama H-R p/ aglomerados

M 67

•  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

Diagrama H-R p/ aglomerados 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.

•  Qual destes aglomerados é mais velho? (lembre-se, quanto menor a temperatura na Sequência Principal, menor a massa e maior o tempo de vida)

Diagrama H-R p/ aglomerados Tipo espectral

B-V

Idade (109 anos)

O

-0.4

100

•  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)

Diagrama H-R p/ aglomerados Tipo espectral

B-V

Idade (109 anos)

O

-0.4

100

•  O aglomerado globular M92, em Hércules, é mais velho que as Hyades.

Diagrama H-R p/ aglomerados 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.

•  O ponto onde a Sequência Principal “termina” muda com a idade e é chamado “turn-off”.

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

estrela 1 estrela 2 •  Qual é a força sentida por uma partícula entre as estrelas? •  Para onde ela vai?

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.

Pares de estrelas L1

•  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.

Nova •  Hidrogênio acrescentado pelo disco se acumula na superfície da anã branca. •  Camada quente e densa de hidrogênio até... Nova Cygni 1975 •  Fusão explosiva de hidrogênio na superfície da estrela. •  Explosão de uma Nova.

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 T Pyxidis

erupção a cada ~20 anos 1920, 1944, 1966, 2011

•  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.

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. Como deve ser o sistema binário GRO J1655-40 a interação com o campo magnético provoca a ejeção de partículas (jatos)

http://chandra.harvard.edu/photo/2006/j1655/j1655_sm.mov

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. http://sci.esa.int/integral/48588-artist-s-impression-of-cygnus-x-1/

buraco negro

•  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.

disco de acreção

HD 226868 (O9V) Supergigante azul transferência de massa

jato de partículas

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.

600 anos

1500 anos

13.000 anos

10.000 anos

–  Qual é a SN II?

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

taxa de supernovas Ia

II

outras

total

2

4

0,8

6,8

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 uecimento do meio, apesar de produzirem pro oduzirem C, N e O. enriquecimento

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. Resumo da principal origem dos elementos



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Raios cósmicos quebram o carbono do meio interestelar para produzir Li, Be e B.

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Material de supernova ainda chega por aqui https://www.sciencedaily.com/releases/2016/04/160414113425.htm

Fimiani et al. 2016, PRL

Baseado na quantidade do isótopo radioativo do ferro, 60Fe.