OVL111_19m_2014

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Introduc¸a˜o a` Astronomia Moderna
Evoluc¸a˜o de Estrelas Bina´rias
Joa˜o Paulo Nogueira-Cavalcante
Abril de 2014
Motivac¸a˜o para o Estudo de Sistemas Bina´rios
ˆ Mais de 50% de todas as estrelas sa˜o membros de
sistemas bina´rios ou mu´ltiplos.
ˆ Sa˜o encontrados todos os tipos espectrais em sistemas
bina´rios.
ˆ Muitos fenoˆmenos e objetos na˜o sa˜o explicados pela
evoluc¸a˜o estelar tradicional:
1. Novas
2. Supernovas Ia
3. Pulsares com emisso˜es forte em raio-X
4. Estrelas com altas velocidades.
Motivac¸a˜o para o Estudo de Sistemas Bina´rios
ˆ Determinac¸a˜o das massas das estrelas (u´nico me´todo
direto ate´ agora):
M31 sin
3 i
M1 + M2
=
P(v1 sin i)
3
2piG
(1)
M32 sin
3 i
M1 + M2
=
P(v2 sin i)
3
2piG
(2)
onde v e´ a velocidade radial projetada, i e´ a inclinac¸a˜o do
plano da o´rbita e P e´ o per´ıodo.
Pontos de Lagrange
ˆ Os pontos de Lagrange
consiste em pontos
especiais pro´ximos de um
sistema orbital de dois
corpos.
ˆ Estes ocorrem porque as
forc¸as gravitacionais das
massas cancelam a
acelerac¸a˜o centr´ıpeta.
Lo´bulo de Roche
ˆ Lo´bulo de Roche e´ a regia˜o do
espac¸o ao redor de um dos
corpos em um sistema bina´rio.
ˆ Os lo´bulos de Roche dos
respectivos corpos no sistema
bina´rio sa˜o ligados pelo ponto de
Lagrange L1.
Classificac¸a˜o de Bina´rias
Ha´ uma classificac¸a˜o das bina´rias com respeito ao
preenchimento do lo´bulo de Roche:
ˆ Caso A: Expansa˜o da estrela durante a fase de queima
de hidrogeˆnio (sequeˆncia principal).
ˆ Caso B: A estrela terminou a queima de hidrogeˆnio no
centro, mas ainda na˜o ha´ queima de he´lio.
ˆ Caso C: Queima de he´lio no centro ate´ o comec¸o da
queima de carbono (se houver).
Classificac¸a˜o de Bina´rias
Figure : Evoluc¸a˜o do raio de uma estrela de 5 M� em func¸a˜o do
tempo com uma companheira de 2 M�.
Classificac¸a˜o de Bina´rias
Podemos tambe´m fazer uma classificac¸a˜o dos sistemas
bina´rios de acordo com a configurac¸a˜o dos lo´bulos de Roche:
ˆ Sistemas separados
ˆ Sistemas semi-separados
ˆ Sistemas conectados
ˆ Sistemas com envolto´rios em comum
Classificac¸a˜o de Bina´rias: sistemas separados
ˆ Configurac¸a˜o inicial.
ˆ As duas estrelas (prima´ria com mais massa e secunda´ria
com menos massa) esta˜o evoluindo de forma separada.
ˆ Na˜o ha´ fluxo de mate´ria, por enquanto.
Classificac¸a˜o de Bina´rias: sistemas semi-separados
ˆ A estrela com mais massa
preenchera´ primeiro seu
lo´bulo de Roche.
ˆ O fluxo de mate´ria se dara´
no ponto Lagrangeano L1.
ˆ Havera´ um disco de
acrec¸a˜o se o raio da
estrela secunda´ria e´ menor
que cerca de 5% do
semi-eixo maior da o´rbita.
ˆ Caso o raio for maior o
ga´s cai na superf´ıcie da
estrela diretamente.
Classificac¸a˜o de Bina´rias: sistemas conectados
ˆ Ambas as estrelas preencheram seus respectivos lo´bulos
de Roche.
ˆ Esta˜o conectadas pelo ponto L1
Classificac¸a˜o de Bina´rias: sistemas com envolto´rios
em comum
ˆ A taxa de transfereˆncia de massa da estrela prima´ria para
a secunda´ria e´ maior que a taxa de acrec¸a˜o.
ˆ Isto acontece quando a separac¸a˜o entre as estrelas e´
muito pequena.
ˆ Neste caso entra mais mate´ria no disco de acrec¸a˜o que
sai e com isso e´ formado uma envolto´rio comum.
Classificac¸a˜o de Bina´rias: sistemas com envolto´rios
em comum
Para este tipo de sistema podem ocorrer os seguintes fatos:
ˆ As o´rbitas das estrelas encolhem com o tempo, fazendo
com que os nu´cleos se fundam. O envolto´rio em comum
se torna enta˜o o envolto´rio da nova estrela.
ˆ Se o envolto´rio em comum da bina´ria alcanc¸ar os pontos
de Lagrange L2 e L3, pode haver um fluxo de mate´ria
para fora do sistema, formando um disco circumbina´rio.
Classificac¸a˜o de Bina´rias: sistemas com envolto´rios
em comum
ˆ Como os dois nu´cleos possuem o mesmo envolto´rio, o
movimento de o´rbita aquece o envolto´rio. Este processo
continua ate´ que o envolto´rio tenha energia suficiente
para ser expelido, na˜o ocorrendo a fusa˜o.
Exemplos de Evoluc¸a˜o de Bina´rias
Alta + Alta =⇒ (20 + 8) M�
Alta + Baixa =⇒ (15 + 2) M�
Baixa + Baixa =⇒ (2 + 1) M�
20 M� + 8 M�
(a) Condic¸a˜o inicial: Estrelas O
e B, cujo per´ıodo P e´ 4.7 dias.
(b) Depois de 6 Myr comec¸a
uma ra´pida transfereˆncia de
massa que dura apenas 30 000
anos (quando comec¸a a fase de
queima de he´lio no centro da
estrela prima´ria)
20 M� + 8 M�
(c) A estrela prima´ria perdeu toda a
sua camada de hidrogeˆnio, se
tornando uma estrela Wolf-Rayet
(WR) t´ıpica.
(d) A estrela WR explode como SN
Ib, formando uma estrela de neutroˆns
ou buraco negro. O sistema pode ser
desconfigurado, tornando a estrela
secunda´ria numa estrela com alta
velocidade.
(e) Se o sistema sobreviver, a estrela
secunda´ria evolui e seu vento e´
capturado pela sua companheira
compacta, tornando-a em uma forte
fonte de raio-X (High Mass X-ray
Star).
20 M� + 8 M�
(f) O segundo esta´gio de
transfereˆncia de massa comec¸a e a
fonte de raio-X termina devido a` alta
opacidade (os fo´tons de raio-X sa˜o
degradados para fo´tons de
ultravioleta). O sistema perde muito
momento angular, alcanc¸ando um
per´ıodo de apenas P = 4 dias.
(g) A estrela secunda´ria perde sua
camada de hidrogeˆnio, se tornando
numa Wolf-Rayet (WR).
(h) A WR explode como supernova
Ib. Se o sistema sobreviver, restara´
um sistema bina´rio de dois objetos
compactos.
15 M� + 2 M�
(a) Condic¸a˜o inicial: Estrelas B e G
com P = 5 dias.
(b) Depois de 8.4 milho˜es de anos a
estrela prima´ria preenche todo o seu
lo´bulo de Roche e comec¸a o primeiro
esta´gio de troca de massa. O sistema
experimenta uma grande perda de
momento angular, chegando a um
per´ıodo P ∼ 0.5 dias.
15 M� + 2 M�
(c) A estrela prima´ria vira uma WR e
a secunda´ria ganha apenas 0.5 M�.
(d) A WR explode como SN Ib. Se o
sistema sobreviver, sera´ com grande
excentricidade orbital. Com o tempo
a o´rbita volta a ser quase circular por
forc¸as de mare´.
(e) A estrela secunda´ria comec¸a a
transferir massa para sua
companheira compacta, tornando-a
em uma fonte de raio-X (Low Mass
X-ray Star). O sistema termina com
dois objetos compactos (ana˜ branca e
estrela de neutroˆns)
2 M� + 1 M�
(a): Condic¸a˜o inicial: Duas estrelas G
com P = 1.5 dia.
(b): Depois de 5.7× 108 anos ambas
as estrelas comec¸am a se tornarem
gigantes vermelhas.
(c): A estrela prima´ria preenche seu
lo´bulo de Roche primeiro e a
transfereˆncia de massa comec¸a.
2 M� + 1 M�
(d) A transfereˆncia de massa
termina. A prima´ria agora so´ tem 0.3
M�, onde 96% consiste em he´lio
degenerado no nu´cleo. A secunda´ria
tem 2.7 M�
(e) A camada de hidrogeˆnio da
prima´ria colapsa na superf´ıcie do
nu´cleo de he´lio, reduzindo o tamanho
da estrela por uma fator de ∼ 100.
2 M� + 1 M�
(f): A secunda´ria agora mais massiva
(2.7 M�) preenche seu lo´bulo de
Roche e transfere mate´ria para a
prima´ria compacta, formando um
disco de acrec¸a˜o que irradia no
ultravioleta. A mate´ria que cai na
ana˜ branca atinge as condic¸o˜es
necessa´rias para que reac¸o˜es de
fuso˜es do hidrogeˆnio na superf´ıcie
ocorram. Este fenoˆmeno explosivo e´
conhecido como Nova. Como a
mate´ria do disco cai constantemente,
este esta´gio do sistema e´ conhecido
como Recurrent Nova.
2 M� + 1 M�
(g): O final da evoluc¸a˜o do sistema
sera´ a explosa˜o de SN Ia
(dependendo da taxa de acrec¸a˜o de
massa) ou duas ana˜s brancas. Se a
separac¸a˜o entre elas for pequena elas
os objetos compactos podem se
fundirem, formando uma SN Ia
tambe´m.
Supernova Ia e o Limite de Chandrasekhar
ˆ O estudo do sistema baixa + baixa tem implicac¸o˜es
cosmolo´gicas importantes.
ˆ A ana˜ branca e´ suportada pela pressa˜o de
degeneresceˆncia dos ele´trons (a pressa˜o na˜o responde
a` temperatura).ˆ Com a transfereˆncia de mate´ria, a ana˜ branca adquiri
mais massa do que pode suportar.
ˆ Esse limiar de massa e´ dado pelo limite de
Chandrasekhar (∼1.44 M�).
ˆ Quando e´ ultrapassado esse limite a ana˜ branca atinge a
temperatura necessa´ria para ocorrer a fusa˜o do carbono,
mas de forma degenerada.
ˆ Por isso a supernova do tipo Ia e´ considerada como vela
padra˜o, ja´ que a explosa˜o ocorre quando e´ somente
ultrapassado o limite de Chandrasekhar.
Problemas do Limite de Chandrasekhar
ˆ Yoon & Langer 2005
mostraram que e´ poss´ıvel
que uma ana˜ branca
ultrapasse o limite de
Chandrasekhar (1.44 M�)
e na˜o exploda em SN Ia.
ˆ As letras sa˜o de acordo
com os processos de
acrec¸a˜o de massa e
momento angular.
Problemas do Limite de Chandrasekhar
ˆ Das & Mukhopadhyay
(2012) elaboram um
modelo com ana˜s brancas
tendo campos magne´ticos
B > 1015 G (ja´ foram
encontradas ana˜s brancas
com B = 105 − 109 G, e
isso e´ considerado alto).
ˆ Nesse modelo as ana˜s
brancas podem ter ate´ 2.3
M� e na˜o explodirem.
Figure : O raio esta´ em unidades
de 1018 cm.
Objetos e Fenoˆmenos Explicados Atrave´s do
Estudo de Estrelas Bina´rias
ˆ Nova: Sistema bina´rio de baixa massa.
ˆ Supernova tipo Ia: Acu´mulo de mate´ria em uma ana˜
branca ou enta˜o a fusa˜o se duas ana˜s brancas. Ambos os
casos o limite de Chandrasekhar e´ ultrapassado.
ˆ Supernovas do tipo Ib e Ic: Supernova do tipo Ib na˜o
tem hidrogeˆnio no seu espectro e a supernova do tipo Ic
na˜o tem nem hidrogeˆnio e nem he´lio.
Objetos e Fenoˆmenos Explicados Atrave´s do
Estudo de Estrelas Bina´rias
ˆ High Mass X-ray Binary (HMXB): HMXB e´ t´ıpico de
bina´rias onde as duas estrelas sa˜o de alta massa. O vento
estelar de uma estrela e´ capturado pelo objeto
compactado da companheira evolu´ıda e se tornando um
poderoso emissor de raio-X.
ˆ Low Mass Xray Binary (LMXB): T´ıpico de bina´rias
onde uma estrela e´ de alta massa e a outra e´ baixa
massa. A estrela de baixa massa evolui e transfere massa
para o objeto compactado da companheira evolu´ıda,
emitindo em raio-X.
Objetos e Fenoˆmenos Explicados Atrave´s do
Estudo de Estrelas Bina´rias
ˆ High speed OB stars: Consequeˆncia da ejec¸a˜o de uma
estrela de alta massa do sistema bina´rio por uma
supernova onde a progenitora era uma companheira.
ˆ Fusa˜o de Estrelas: Se os nu´cleos das estrelas do sistema
bina´rio na˜o estiverem degenerados e na˜o ultrapassarem o
limite de Chandrasekhar, pode ocorrer a formac¸a˜o de uma
nova estrela. Sena˜o, ocorrera´ uma explosa˜o de supernova.