25 massas solares

Perda de massa

População III

Resultado dos Modelos de Alta Massa

À direita, Eta Carinae, uma das estrelas mais massivas conhecidas, com cerca de 100 massas solares, mas na verdade trata-se de um sistema binário. Ela está a 8500 anos-luz de nós e o tamanho da bolha é similar a todo o sistema solar, 2 bilhões de km de extensão. À esquerda, a estrela da Pistola, com cerca de 140 massas solares, localizada a 25 000 anos-luz, e com o envelope mais externo de cerca de 4 anos-luz de extensão.

Acreditava-se que as estrelas formadas atualmente tivessem um limite superior de massa de 150 M_Sol (Donald F. Figer, 2005, An upper limit to the masses of stars, Nature, 434, 192) mas a re-análise de Paul A. Crowther, Olivier Schnurr, Raphael Hirschi, Norhasliza Yusof, Richard J. Parker, Simon P. Goodwin, & Kassim, Hasan Abu Kassim, em 2010, no artigo The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msolar stellar mass limit, no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 408, 731, das estrelas mais brilhantes no aglomerado R136a na região de 30 Dourados, na Grande Nuvem de Magalhães, onde a metalicidade é z=0,006, comparados com modelos evolucionários atuais, com rotação e sem rotação, indica massas iniciais < 265 M_Sol e < 320 M_Sol para estas estrelas.

As estrelas Wolf-Rayet, oriundas da evolução de estrelas de alta massa (acima de 25M_Sol), T_ef~30 000 a 60 000K, são variáveis e têm um envoltório de poeira e gás ejetado da estrela pela forte pressão de radiação (dM/dt ~2 a 10 ×10^-5 M_Sol/ano). As estrelas Wolf-Rayet foram descobertas em 1867 pelos franceses Charles J.F. Wolf (1827-1918) e Georges A.P. Rayet (1839-1906) por apresentarem linhas de emissão no espectro. Karel A. van der Hucht publicou em 2001 o The Seventh Catalogue of Galactic Wolf-Rayet stars, no New Astronomy Reviews, 45, 135, contendo 227 estrelas. Cerca de 350 WR já foram detectadas em outras galáxias.
As estrelas O2V apresentam no espectro linhas de N IV, com potencial de ionização de 77 eV e, portanto, requerem T_ef>60 000 K. Estas estrelas vivem menos de 2 milhões de anos na sequência principal e, porisso, somente 45 estrelas O2V e O3V são conhecidas, 10 na nossa Galáxia, 1 na Pequena Nuvem de Magalhães e 34 na Grande Nuvem de Magalhães, sendo que 22 estão na nebulosa de 30 Dourados.

As estrelas de alta massa, por serem muito luminosas, embora de curta duração, dominam a luminosidade nas galáxias com formação estelar recente, além de terem um efeito importante através de sua radiação ultravioleta, ventos estelares e como suas supernovas comprimem o gás e provocam novas gerações de formação de estrelas. Os elementos químicos formados por queima nuclear nas estrelas de alta massa, além de na nucleosíntese explosiva das supernovas, geram a maioria dos elementos químicos que poluem o meio interestelar e produzem a evolução química do Universo.

Para modelos de alta massa $(~25~M_\odot)$, o modelo se desloca para o vermelho enquanto queima hidrogênio central em um núcleo convectivo e após a exaustão do hidrogênio central, para o azul. O deslocamento para o vermelho recomeça quando o hidrogênio queima em uma camada e o núcleo se contrai e esquenta. A queima do hélio central se inicia antes do modelo atingir o ramo das gigantes, e o modelo continua a evoluir monotonicamente para o vermelho enquanto o hélio queima em um núcleo convectivo central, mas novamente a queima do hidrogênio fora do núcleo fornece a maior parte da luminosidade.

Logo depois da exaustão do hélio no núcleo a temperatura e densidade são suficientes para iniciar a queima do carbono enquanto os elétrons ainda não são degenerados. Nesta fase toda a energia gerada no núcleo é perdida pela emissão de neutrinos e antineutrinos, e a energia luminosa é totalmente produzida pelas camadas extra-nucleares queimando hélio e hidrogênio. O núcleo exaurido em hélio se transforma em um caroço com a massa de Chandrasekhar com todos os componentes próximos do grupo do ferro, que subsequentemente colapsa formando uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. O colapso ejeta o manto acima do núcleo por depósito de energia na forma de neutrinos neste manto. O resultado é uma explosão de supernova tipo II que forma um remanescente extenso e um núcleo compacto.

O precursor da supernova 1987A na Pequena Nuvem de Magalhães era um estrela azul, com $T_{ef}\approx 10\,000$ K, e luminosidade apropriada para um modelo de supergigante com $20~M_\odot$. Em seu brilho máximo ela era muito menos brilhante do que a maioria das supernovas do tipo II previamente identificadas. Uma das causas é a baixa metalicidade da Nuvem.

Para uma estrela de 25 $M_\odot$

• o carbono inicia sua combustão quando o núcleo atinge 6 ×10⁸ K e dura cerca de 300 anos.
• Quando a temperatura atinge 1,5 ×10⁹ K, a queima do neônio se inicia e dura cerca de um ano.
• A queima do oxigênio inicia quando o núcleo atinge 2,0 ×10⁹ K e dura cerca de 8 meses,
• seguida da queima do silício quando o núcleo atinge 3,5 ×10⁹ K e dura somente 4 dias.
• Logo após o carbono começa a queimar em uma camada de cerca de 1,5 $M_\odot$ logo acima do núcleo de ferro.
• Depois que o silício começa a queimar em camada, o núcleo se contrai atingindo o colapso hidrodinâmico.

A distribuição de massa é

Elemento	Massa (MSol)
H	12,10
He	9,148
C	0,543
O	1,040
Ne	0,357
Mg	0,177
Si Ca	0,175
Ni	0,034
Fe	1,504

Estrutura dos 8,5 $M_\odot$ internos de um modelo de estrela de 25 $M_\odot$ quando o núcleo se converte em ferro. Para cada elemento existe um par de camadas, uma onde está a chama, convectiva, e outra inerte, com o resultado da combustão. Portanto, logo acima do núcleo de elementos do grupo de ferro existe uma camada de elementos Si a Ni, sem oxigênio, onde ocorre a queima do silício. Na parte mais externa que 8,5 $M_\odot$ está o material acima da camada queimando o hidrogênio. A massa da camada com a chama é cerca de 40 vezes menor do que a massa da camada já queimada.

Os modelos de nucleosíntese explosiva predizem quantidades aproximadamente iguais de ⁶⁸Zn e ⁷⁰Zn, mas no sistema solar a razão destes isótopos é de 0,033, portanto inconsistente, apesar da razão dos núcleos leves ser predita corretamente. Nas estrelas massivas a queima de carbono, oxigênio, neônio e silício se dá quando o esfriamento por neutrinos, pela emissão de pares de neutrinos e antineutrinos, é dominante. As mudanças estruturais causadas pela emissão de neutrinos permite que a maior parte das estrelas ejete massa e forme uma estrela de nêutrons e não um buraco negro.

Entretanto é importante distinguir modelos quase-estacionários com massa constante de estrelas reais, já que as estrelas massivas reais perdem massa a taxas consideráveis mesmo quando estão na sequência principal, por ventos acelerados pela radiação. As linhas dos elementos pesados e grãos de poeira são os principais responsáveis pela perda de massa. Isto faz com que as estrelas de população III, por definição as estrelas com zero metais, tenham pouquíssima ou nenhuma perda de massa.

Taxas de perda de massa observadas para estrelas massivas.

Cesare Chiosi (1941-), de Padova, e André Maeder (1942-), de Genebra, em 1986, fitaram os dados observacionais de perda de massa obtendo:

$\dot{M} = 10^{-14,97}(\frac{L}{L_\odot})^{1,62}~M_\odot/{ano}$

Jorick S. Vink, Alexander de Koter e Henny J. G. L. M. Lamers, no Astronomy and Astrophysics, 369, 574 (2001), propõem $\dot{M}\propto z^{0,69}$, pelos seus modelos de perda de massa.

Modelos de perda de massa durante os pulsos térmicos de Thomas Blöcker (1995, Astronomy & Astrophysics, 297, 727).

A perda de massa no AGB é muito maior do que nas fases anteriores. A fórmula de Reimers (Dieter Reimers, 1975, Problems in Stellar Atmospheres and Envelopes, ed.: B. Baschek, W.H. Kegel, G. Traving, Springer, Berlin, p. 229)

$\dot{M}_{Reimers}=4x10^{-13}(M_\odot/{ano}) \eta_R \frac{LR}{M}$

com $1/3 < \eta_R < 3$ e L, R e M em unidades solares, é adequada para o ramo das gigantes mas não para o AGB, onde choques e ventos acelerados pela poeira causam uma aceleração da perda de massa durante o AGB. Sem poeira a perda de massa decresce duas ordens de magnitude. A perda de massa determina o número de pulsos térmicos e portanto a nucleossíntese associada aos pulsos.

Para que os modelos concordem com a relação massa inicial - massa final observada, Blöcker propõe para o AGB:

$\dot{M}=4,83\times 10^{-9}(M_\odot/{ano}) M^{-2,1}L^{2,7} \dot{M}_{Reimers}$

Comparação entre a taxa de perda de massa proposta por Blöcker e a de Reimers. No topo do AGB a taxa de perda de massa de Blöcker, necessária para fitar a massa final observada, chega a 10^-4 $M_\odot$/ano, caracterizando um super vento, mas não levando a uma grande ejeção instantânea.

A determinação de massa média de anãs brancas de 0,43 para o cúmulo aberto NGC 6791, com cerca de 7 bilhões de anos e metalicidade Fe/H duas vezes a solar, por Jasonjot Kalirai, Pierre Bergeron, Brad M.S. Hansen, Daniel D. Kelson, David B. Reitzel, R. Michael Rich e Harvey R. Richer, 2007, Astrophysical Journal, 671, 748, indica que a perda de massa é fortemente dependente da metalicidade. Eles propõem que mesmo estrelas com massa inicial de 1 massa solar podem gerar anãs brancas com núcleo de He, mas Enrique García-Berro, Santiago Torres, Leandro G. Althaus, Isabel Renedo, Pablo Lorén-Aguilar, Alejandro H. Córsico, René D. Rohrmann, Maurizio Salaris e Jordi Isern, no artigo de 2010 na Nature, 465, 194 afirmam que a discrepância é devido à deposição gravitacional do ²²Ne e da separação de fases do C e O na cristalização do núcleo.

Para estrelas com massa acima de 40 a 50 massas solares, a perda de massa pode ser tão expressiva que as camadas que passaram por queima de hidrogênio podem ser expostas. Esta é o forma pela qual as estrelas Wolf-Rayet tipo N (espectro dominado por nitrogênio) são formadas. Durante a fase de Wolf-Rayet a taxa de perda de massa é ainda maior do que na fase de sequência principal, e acredita-se que as estrelas Wolf-Rayet tipo N evoluem para Wolf-Rayet tipo C (espectro dominado por carbono) uma vez que todas as camadas contendo hidrogênio sejam removidas.

O caso das Wolf-Rayets é complicado mesmo na determinação de sua temperatura efetiva. Paul A. Crowther (2002, Proceedings of IAU Symposium 212, ed. Karel van der Hucht, Artemio Herrero e César Esteban, p. 47) compara as determinações para a estrela WC5 HD 165763, que indica T_ef=35000K e log $\dot{M}$=-4.6, para modelos que não levam em conta a opacidade das linhas (line blanketing), e T_ef=85000K e log $\dot{M}$=-4.9 para modelos com opacidade de linhas e aglomerações (clumping).

Seqüências evolucionárias para estrelas massivas, com e sem perda de massa, de André Maeder (1942-) e Georges Meynet, 1987, Astronomy & Astrophysics, 182, 243.

Evolução de modelos com metalicidade solar até a fase WR. O modelo com 150 M_Sol, sem rotação, queima o hidrogênio em 2,5 milhões de anos e chega ao fim da sequência principal com 76 M_Sol, e ao fim da queima de He com 41 M_Sol. Modelos atuais, para diversas metalicidades, foram publicados por Norhasliza Yusof, Rapahel Hirschi, Georges Meynet, Paul A. Crowther, Sylvia Ekström, Urs Frischknecht, Cyril Georgy, Hasan Abu Kassim & Olivier Schnurr, em 2013, Evolution and fate of very massive stars, no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 433, 1114.

Nathan Smith, no seu artigo de 2014, Mass Loss: Its Effect on the Evolution and Fate of High-Mass Stars, no Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics, volume 52 propõe que a perda de massa incluída nos modelos para altas massas está superestimada por um fator de 2 a 3×, devido ao aglomeramento (clumpling) das partículas observado nos envelopes das estrelas no AGB, além da observação de grandes perdas de massa episódicas, em vez de contínua, e ainda, à grande influência de binariedade na perda de massa. Isto leva a grandes incertezas nos cálculos destas estrelas e de seus efeitos para as interpretações das observações, especialmente quando extrapolados para o Universo distante, onde suas luminosidades dominam.

Raphael Hirschi, no seu capítulo de setembro/2014 Evolution and Nucleosynthesis of Very Massive Stars, do livro "Very Massive Stars in the Local Universe", Springer, editado por Jorick S. Vink, disponível no arXiv:1409.7053, relata os resultados atuais para as estrelas acima de 100 massas solares, incluindo os efeitos de metalicidade, perda de massa e rotação. Como estas estrelas têm um núcleo convectivo muito extenso (75% da massa para metalicidade solar em um modelo de 150 M_Sol), sua evolução ocorre próxima daquela de um modelo homogêneo. Para metalicidade solar, elas terminam suas vidas como Wolf-Rayet tipo WC ou WO.

População III - Metalicidade Zero

A ausência de poeira na primeira geração de estrelas dificulta a fragmentação da nuvem, gerando estrelas massivas (Volker Bromm, Paolo S. Coppi, & Richard B. Larson, 1999, Forming the First Stars in the Universe: The Fragmentation of Primordial Gas, Astrophysical Journal, 527, L5), embora simulações mais recentes indiquem a formação de grupos de estrelas de mais baixa massa (Athena Stacy, Thomas H. Greif & Volker Bromm, 2010, The first stars: formation of binaries and small multiple systems, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 403, 45).

Vittorio Castellani (1937-2006), (1999, em "The First Stars", ed. Achim Weiss, Tom G. Abel & Vanessa Hill, Springer, p.85) estima que o enriquecimento da Galáxia indica que espera-se somente uma estrela com metalicidade Z < 10^-7 para cerca de 100 000 estrelas com maior metalicidade.

Elisabetta Caffau e colaboradores publicaram na Nature 477, 67, de set/2011, como usaram o ESO para encontrar a estrela de menor metalicidade encontrada, SDSS J102915+172927, com cerca de 0,8$M_\odot$, T_ef=6000K e metalicidade z<6,9×10^-7, [Fe/H]=-4.99.

Como as estrelas de Pop. III não têm carbono para o ciclo CNO, todas queimam o H pelo ciclo pp. Para estrelas de mesma massa, as estrelas queimando o H pelo ciclo pp têm temperaturas centrais muito maiores para obter a mesma energia. As estrelas com zero metal acima de 10 massas solares elevam suas temperaturas internas até 10⁸ K, convertendo o He cosmológico em C, que então permite a queima de H pelo ciclo CNO. Outra importante alteração é que o limite superior para a degenerescência de elétrons no ramo das gigantes decai de 1,5 $M_\odot$ para Z = 10^-4 a 1,1 $M_\odot$ para Z = 10^-10.

Paola Marigo, Cesare Chiosi (1941-), Léo Girardi e Tiziana Sarrubi, na pg. 119 do First Stars, apresentam modelos evolucionários calculados com Z=0. Os loops observados no diagrama HR teórico são causadas pela ignição do triplo- durante a queima de H no núcleo, iniciando a queima pelo ciclo CNO.

Richard B. Larson, p. 343, propõe que a formação das estrelas de baixa metalicidade ocorre porque as moléculas H₂ e HD produzem o esfriamento necessário à fragmentação e colapso das primeiras estruturas no Universo. O gás colapsa em filamentos, mas nas nuvens sem metais, o limite inferior do colapso é maior que 1$M_\odot$, de modo que todas as estrelas de Pop. III já tiveram tempo suficiente para evoluir e tornarem-se pouco luminosas. Mas a estrela de menor metalicidade conhecida tem somente 0,8$M_\odot$. Com baixa metalicidade a massa máxima pode ser da ordem de 1000$M_\odot$, que colapsam em buracos negros sem perder massa significativamente, se a rotação não for importante. Esses buracos negros podem passar por mergers sucessivos, formando os buracos negros supermassivos nos centros das galáxias ativas.

A descoberta de buracos negros com 4000$M_\odot$ no aglomerado globular M15 e de 20 000$M_\odot$ em G1, um aglomerado mais massivo, através de observações com o Telescópio Espacial Hubble em 2002, é coerente com esta hipótese.

Alexander Heger e Stan E. Woosley também calcularam modelos de evolução para metalicidade zero e criaram um site para os modelos das primeiras estrelas. Seus resultados foram publicados em 2002 no Astrophysical Journal, 567, 532. As estrelas de população III não devem perder massa antes do estágio final, exceto as de massa acima de 100 massas solares, onde instabilidades pulsacionais ejetam as camadas externas.

Efeito da massa e metalicidade na evolução das estrelas de acordo com Alexander Heger, Chris L. Fryer, Stan E. Woosley, Norbert Langer & D.H. Hartmann, 2003, Astrophysical Journal, 591, 288, usando uma prescrição de perda de massa proporcional à metalicidade (dM/dt α z^1/2), questionada por Nathan Smith, no seu artigo de 2014, Mass Loss: Its Effect on the Evolution and Fate of High-Mass Stars, no Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics, volume 52.

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Astronomia e Astrofísica