A Vida das Estrelas

Cesar H. Siqueira Mello Jr.

Introdução

• A energia das estrelas é produzida em reações nucleares;

• Tais processos se iniciam e são mantidos pela contração gravitacional;

• Estrelas nascem, vivem e morrem.

Introdução

• Nascimento a partir do meio interestelar;• Chegada e permanência na seqüência

principal;• Estágios finais de evolução;• Origem dos elementos químicos.

O nascimento

• Uma nuvem gasosa se torna instável gravitacionalmente;

• Isso ocorre quando sua energia gravitacional é maior que a energia térmica dos átomos e moléculas do gás;

• Essa condição é chamada de critério de Jeans:

mMkT

RGM

232

212

3

7,3

GmkTM

O nascimento

• A contração aumenta a densidade central;• Inicialmente, a temperatura permanece a mesma

devido emissão da energia térmica na forma de radiação;

• Assim, porções menores da massa de gás continuam satisfazendo o critério de Jeans;

• Tais regiões colapsam independentemente, cada uma delas levando a formação de uma estrela individual;

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O nascimento

• A medida que o gás se torna denso, sua opacidade aumenta;

• Pelo teorema do Virial, metade na energia gravitacional aquece o gás, enquanto a outra metade é liberada como radiação;

• Devido o gradiente de temperatura, a energia flui do centro para a superfície;

• Essa etapa demora de 30 a 100 anos;• A estrela se torna visível.

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Chegada na seqüência principal

• Seu interior encolhe com uma taxa governada pela radiação emitida pela superfície Estágio de Kelvin-Helmholtz;

• Sua temperatura aumenta, e sua posição no diagrama HR varia quase que horizontalmente;

• Essa etapa demora de 107 a 108 anos.

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Linhas de Hayashi Tempos

menores

Tempos maiores

Aglomerados

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• Estrelas não nascem sozinhas, mas sim associadas;

• Dessa forma nascem os aglomerados;

• Nuvens menores não podem formar estrelas espontaneamente;

• Tais nuvens precisam de influência externa que adicione a pressão extra necessária para que o colapso ocorra.

Durante a seqüência principal

• Quando a temperatura central chegar a 1-2 107 K, as reações termonucleares se iniciam;

• Ocorre a fusão do 1H em 4He, que libera uma energia muito maior que aquela liberada pela contração gravitacional;

• A contração é temporariamente interrompida;• Por um longo período o tamanho, temperatura e

luminosidade da estrela mudam muito pouco;• A maioria das estrelas visíveis estão nesse estágio

evolutivo.

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Durante a seqüência principal

• Quanto maior a massa, maior sua luminosidade;• Uma estrela mais massiva deve converter 1H em

4He mais rapidamente que outra menos massiva;• Quanto maior a massa, menor seu tempo de vida

na seqüência principal;• Enquanto o Sol irá durar por mais 10 bilhões de

anos, estrelas mais massivas poderão sobreviver por apenas algumas dezenas de milhares de anos;

Protoestrelas

• Protoestrelas de baixa massa (M < 0,1Msolar) não iniciam a queima do 1H;

• Brilham apenas pela liberação da energia gravitacional e, posteriormente, pela energia térmica acumulada;

• Não entram na seqüência principal;• Se transformam em anãs negras.

Estágios finais – Baixa massa• Válido para estrelas com massa entre 0,1Msolar<M<1,4Msolar;• Quando o 1H no centro da estrela se esgota, a contração

reaparece;• A fusão do 1H se inicia em camadas ao redor do núcleo;• Isso faz com que o envelope estelar se expanda e esfrie

gradualmente;• A estrela se torna mais brilhante, porém sua superfície fica

mais fria Gigante Vermelha;• A temperatura central alcança 108 K, e o 4He começa a

fundir.

Estrelas variáveis• Com o pouco combustível remanescente, a estrela se

contrai tão rapidamente quanto se expande;• Ocorrem instabilidades nas camadas mais superficiais,

onde o 1H e o 4He estão parcialmente ionizados;• O aumento da ionização consome energia, fazendo a

luminosidade da estrela diminuir;• Tal ionização aumenta o número de partículas por unidade

de volume, fazendo a camada externa se expandir e resfriar;

• Ocorre recombinação entre os elétrons e núcleos, liberando energia e aumentando a luminosidade da estrela.

Henrietta Swan Leavitt

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http://www.astro.iag.usp.br/~ronaldo/intrcosm/Glossario/LightCurve.gif

http://br.geocities.com/costeira1/palestras/variaveisGEA1.gif

Anã branca

• A gigante vermelha ejeta seu envelope, criando uma nebulosa planetária;

• O caroço central remanescente se estabiliza hidrostaticamente, originando uma anã branca;

• Ela gradualmente esfria, até se tornar uma anã negra;

• O tempo necessário para que isso ocorra é cerca de 500 bilhões de anos.

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Nebulosa da Borboleta

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Nebulosa da Raia

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Nebulosa IC 418

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Sírius A e B

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NGC 3132

Estágios finais – massas moderadas

• Segundo o Limite de Chandrasekhar, a massa limite para uma anã branca é 1,4Msolar;

• Estrelas com massa entre 1,4Msolar<M<8Msolar precisam liberar tal excesso;

• São muitos os processos pelo qual isso pode ocorre: nebulosa planetária, novas, ventos estelares...

• Em alguns dessas casos, o limite de massa de Chandrasekhar pode ser alcançado e a estrela evolui para uma anã branca.

Estágios finais – altas massas

• Para estrelas com massas M > 8Msolar;• A pressão devido a contração gravitacional é suficiente

para iniciar reações nucleares envolvendo o 4He e outros elementos mais pesados;

• A temperatura central pode alcançar valores muito altos;

• As camadas externas se expandem e esfriam ainda mais supergigante vermelha;

• Novos processos nucleares se iniciam nas regiões mais internas do estrela.

Estágios finais – altas massas

• Cada estágio evolutivo dessa etapa libera menos energia;

• A energia perdida pelos neutrinos se torna maior nesses estágios avançados;

• Tendo em vista que a energia de ligação por nucleon para o Fe é máxima, as reações de fusão que envolvam o mesmo são endotérmicas;

• Ele é o elemento limite que pode ser criado nas camadas internas da estrela, e a partir daí não é possível obter energia de processos nucleares;

Estágios finais – altas massas• A única possibilidade para a estrela é continuar se

contraindo;• Ela se torna dinamicamente instável e colapsa;• Nesse processo, ocorre a fotodesintegração dos núcleos

de Fe e captura eletrônica, removendo elétrons do gás e consumindo energia;

• Essa energia perdida somente é compensada por um rápido colapso;

• Ocorre uma explosão, conhecida como supernova tipo II, onde a estrela é destruída, exceto possivelmente pelo núcleo altamente denso.

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Supernova Cygnus Loop

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N 63A

Estrelas de nêutrons

• Um dos possíveis finais para o núcleo remanescente de uma supernova;

• Formada pela contração gravitacional de tal núcleo;• A energia liberada na contração é convertida

parcialmente em rotação, que gradualmente escapa como uma corrente de partículas energéticas;

• Em alguns casos, podem aparecer feixes de radiação eletromagnética, que devido a rotação da estrela são observados como sinais periódicos, caracterizando os pulsares.

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Nebulosa do Caranguejo

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Pulsar da Nebulosa do Caranguejo

Buracos negros

• Outra possibilidade para o estágio final de um núcleo de estrela massiva.

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Evolução química

• A evolução química dos núcleos no Universo está associada com a evolução das estrelas;

• A ejeção de matéria pela estrela em estágios finais de evolução enriquece o meio interestelar;

• A composição química das nuvens de gás é modificada pelas reações nucleares que ocorrem no interior estelar;

• Estrelas que estão se formado agora devem conter átomos mais complexos do que as gerações anteriores;

Evolução química

• A teoria da Nucleossíntese Estelar foi proposta em 1957 por Burbidge, Fowler, Hoyle e Cameron;

• Um dos grandes triunfos da teoria foi prever a variação da abundância dos elementos, além de explicar tais variações quantitativamente;

• O estudo de remanescentes de supernovas é um trabalho em andamento, que revela muito sobre a evolução química do Universo.

Bibliografia

• Claus, E. R. e William, S. R.; Cauldrons in the Cosmos; 1988.