nascimento e evolução das estrelas · 2016. 10. 3. · astrofísica, 2014 e a versão eletrônica...

Nascimento e Evolução das Estrelas

Prof. Dr. Alan Alves Brito

★Bennett, J., Donahue, M., Schneider, N., & Voit, M. The Essential Cosmic Perspective. Sixth Edition.

★ Kepler, S.O., Oliveira Saraiva, M. F. Astronomia e Astrofísica, 2014 e a Versão eletrônica do livro

Referências

O que é uma estrela?

Nascimento de uma Estrela

Manchas brancas na nuvem escura: regiões de formação estelar recente

A nuvem é escura onde a luz é bloqueada pelos grãos de poeira

➢ Uma nuvem de gás, feita principalmente de H e He

➢ O núcleo é tão quente e denso que fusão nuclear pode ocorrer (de onde vem a energia que faz com que a estrela brilhe)

➢ A fusão converte elementos leves em elementos mais pesados (isso é o que produz os elementos mais importantes do corpo humano)

Luminosidade:Brilho da estrela; a quantidade de energia produzida no centro da estrela

Cor:Temperatura superficial da estrela

Diferentes Estrelas

Medimos a luminosidade de um objeto do dia a dia em Watts.

Quão brilhante é uma lâmpada? 10-20W

Por comparação, o que emana do Sol:380,000,000,000,000,000,000,000,000 Watts

ou 3.8 x 1026 Watts

Nós medimos a luminosidade de outras estrelas tendo o Sol como referência

Unidades de Luninosidade

- A temperatura é medida em Kelvin.- A escala de temperatura Kelvin é a mesma

escala Celsius, que começa em -273o.

0 K (ou -273oC) é conhecido como “zero absoluto”

-273 oC -173 oC 0 oC 100 oC

0 K 100 K 273 K 373 K

1000 oC

1273 K

Kelvin = Celsius + 273

Unidades de Temperatura

A cor indica a temperatura.Estrelas vermelhas são frias; as estrelas azuis

são quentes.O Sol é amarelo, com temperatura de 5800 K.

Betelgeuse é uma supergigante vermelha, com T = 3000 K

Rigel é uma supergigante azul, com T = 12000K

Medindo a Temperatura

É um corpo gasosono interior do qualocorrem reações defusão nuclear formandoelementos mais pesados

Plasma confinado gravitacionalmente que emite radiação devido a reações termonucleares no seu interior

O que é uma estrela?

★ Estrela normal, típica. Pode ser estudada em detalhes.

★ A atmosfera solar é o que vemos. ★ A cor amarela: temperatura★ Composição: H (75%), He (23%), e os metais

Atmosfera

Zona convectiva

Zona radiativa

Núcleo

A energía em forma de luz (fótons) é produzida no núcleo.A energia é transportada para a superfície atravessando as camadas radiativa e convectiva, para finalmente escapar através da atmosfera solar.

Estrutura Interna do Sol

Aglomerados Estelares

Aglomerados Globulares

estrelas velhas

Aglomerados Abertosestrelas jovens

Reações Nucleares

fusãofissão

No interior das estrelas o processo é por fusão, diferente da fissão: elementos mais leves

transformados em elementos mais pesados

Reações Nucleares

41H 14He

+ Energia

★ Número de partículas é o mesmo★ Massa de H > massa de He

Cadeia P-P

(a) Passo 1:

• Dois prótons (1H) colidem• 1 próton se transforma em um

neutron (azul), num neutrino e em um pósitron

• Próton e neutron forma um isótopo (2H)

• O pósitron encontra o elétron, aniquilando ambas as partículas e os convertendo em fótons de raios gama.

(b) Passo 2:

•O núcleo 2H do passo 1 colide com o 3o próton• Um isótopo de He (3He) é formado e outro fóton gama é lançado

(c) Passo 3:

•Dois núcleos 3He colidem•4He é formado e dois prótons são liberados

PT < PG Contração

PT = PG Equilíbrio

PT > PG Expansão

PT = Pressão Térmica PG = Pressão Gravitacional

Des(equilíbrio)

Diagrama HR: Hertzsprung-Russel

10,000

0.0001

Temperatura (Kelvin)

25,000 10,000 7,000 5,000 3,000

Desenhemos os eixos:• Luminosidade no eixo vertical (medida relativamente ao Sol)• Temperatura ao longo do eixo horizontal (medido em Kelvin)

Onde você colocaria o Sol no gráfico?• O Sol tem L = 1 relativo a ele mesmo e T = 5800 K

As estrelas Vega e Sirius são mais brilhantes e mais quentes que o Sol. Onde você as colocaria?

Algumas estrelas sao muito mais frias e menos luminosas, tais como a estrela mais próxima ao sol, Proxima Centauri. Onde você a colocaria?

Estas estrelas são as anãs vermelhas.

Sirius

Proxima Centauri

De fato, muitas estrelas podem ser encontradas em qualquer lugar ao longo desse gráfico .

Essa região é denominada SP.

Sequência Principal

10,000

0.0001

25,000 10,000 7,000 5,000 3,000

Sirius

Proxima Centauri

Betelgeuse

Arcturus

Aldebaran

Sirius B

Mas nem todas as estrelas sedistribuem ao longo da SP.Algumas, como Arcturus e Aldebaran, são muito mais brilhantes e frias que o Sol. Onde você as colocaria no diagrama no diagrama?

Estas são as gigantes vermelhas.

A estrela mais brilhante Betelgeuse é ainda mais luminosa que Aldebaran, mas é superficialmente mais fria

São supergigantes vermelhas.

Ainda mais brilhante que Betelgeuse são as estrelas como Deneb e Rigel, as quais são muito mais quentes.

São supergigantes azuis.

Algumas das estrelas mais quentes são, de fato, muito mais fracas que o Sol. Onde elas poderiam estar?

Estas são as anãs brancas como Sirius B.

10,000

0.0001

25,000 10,000 7,000 5,000 3,000

Gigantes

Supergigantes

Anãs brancas

Quase todas as estrelas que vemos estão em um desses grupos mas elas trocam de grupo durante suas vidashange groups during their lives. À medida que evoluem, mudam em L e T

Isso faz com que elas mudem de posição no diagrama HR

Sirius

Proxima Centauri

Betelgeuse

Arcturus

RigelDeneb

Sirius B

10,000

0.0001

25,000 10,000 7,000 5,000 3,000

O Sol tem estado na SP por bilhões de anos e permanecerá por mais alguns bilhões de anos

Eventualmente evoluirá para uma gigante, mais fria. Lu

10,000

0.0001

25,000 10,000 7,000 5,000 3,000

Gigante vermelha nesse ponto...

Torna-se mais quente e um pouco mais brilhante.

10,000

0.0001

25,000 10,000 7,000 5,000 3,000

A fusão nuclear cessa

O Sol torna-se uma anã branca, muito menos luminosa, mas com T superficial mais quente

Imagem do aglomerado globular Omega Centauri, tomada no WFC3/UVIS do Hubble Space Telescope

http://hubblesite.org/gallery/wallpaper/pr2009025q/

Um “zoom” na região central do aglomerado

Imagem feita após combinar imagens separadas no vermelho, verde, e azul

Imagem vermelha no filtro F814W (vê-se apenas luz vermelha)

A imagem verde é do filtro F336W (vê-se apenas luz azul)

A imagem azul é do filtro F225W (vê-se apenas luz ultravioleta)

Imagem combinada (vermelho + verde + azul )

As cores são extremas porque…

… as estrelas vermelhas não emitem quase nada no azul, enqaunto as estrelas azuis não emitem quase

nada no vermelho

Imagem combinada (vermelho + verde + azul ) outra vez

Os astrônomos gostam de estudar quantitativamente as cores das estrelas

Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as

estrelas vermelhas no lado direito

Nota: há poucas estrelas extremas; muitas são white, o que significa que tem um espectro balançado

Astrônomos também gostam de caracterizar as estrelas em termos do brilho

Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama

cor-magnitude

Este é o conhecido diagrama cor-magnitude

Quando os astrônomos graficaram as estrelas pela primeira vez dessa forma, eles notaram que as estrelas

não ocupavam espaços aleatórios no diagrama

As estrelas tendem a ocupar sequências bem definidas no diagrama

A posição das estrelas em diagramas como esse levou os astrônomos a desenvolver a teoria de evolução

estelar

A vasta maioria ocupa a Sequência Principal (MS)

As estrelas não se movem ao longo dessa sequência; elas continuam no mesmo lugar por um longo tempo

convertendo H em He por fusão nuclear

A SP é uma sequência de massa. Estrelas mais brilhantes (topo) são mais massivas; estrelas mais

fracas (abaixo) são menso massivas

As estrelas mais massivas consomem H mais rápido do que as estrelas menos massivas

Quando o combustível começa a faltar no centro da estrela, elas reajustam sua estrutura interna e se

movem à direita (vermelho) do diagrama: Ramo das Subgiantes (SGB).

As estrelas começam a queimar H em uma camada em torno do núcleo e se tornam grandes à medida que se

movem ao longo do Ramo das Gigantes Vermelhas (RGB)

À medida que a queima por camadas se processa, mais e mais He se deposita no núcleo

Quando o núcleo atinge massa suficiente ele finalmente é capaz de iniciar a queima de He em C

A estrela reajusta a sua estrutura uma vez mais e se move para o Ramo Horizontal das Gigantes (HB)

A queima do He não é tão potente como a de H, assim que o He se queima muito mais rápido

Esta é a razão pela qual há poucas estrelas no HB comparado à MS. Estrelas não passam longos

períodos de tempo no HB

Quando o He é exaurido completamente, a estrela não tem mais combustível a ser queimado e evolui rápido para a região fria e escura do diagrama: a

sequência das Anãs Brancas (WD)

Ciclo de vida das estrelas

Ciclo de vida das estrelas: do nascimento até a morte (MASSA)

baixa massa:estrela (< 8 Msol)

alta massa:estrela (> 8 Msol)

3. Gigante Vermelha

2. Sequência Principal

4. Nebulosa Planetária

4. Anã Branca

Ciclo de vida das estrelas de baixa massa

baixa massa:estrela (< 8 Msol)

1. Nuvem Molecular

Tabela Periódica: Estrelas de Baixa Massa

Ferro (bilhões de anos)Supernova Tipo Ia: sistema binário

1. Nuvem Molecular

3. SuperGiganteVermelha2. Sequência

Principal

4. Supernova

6. Buraco Negro

5. Estrela de Nêutron

alta massaestrela (> 8Msol)

Ciclo de vida das estrelas de alta massa

Ciclo CNO: elementos da vida

raio gama

Processo Triplo-Alfa

fusão do Silício

fusão do Magnésio

fusão do Neônio

fusão do Oxigênio

núcleo inerte de ferro

fusão do Carbono

fusão do Hélio

fusão do Hidrogênionenhuma fusão do Hidrogênio

Diâmetro: 1.6 bilhão de km

Evolução de uma estrela de 25Msol

Source: Sky & Telescope, March 2008, 26

Fe: nem fusão e nem fissão : mais baixa massa

por partícula nuclear: estrela vai explodir

hidrogênio

hélio

carbono

oxigênio

urânio

chumbo

artíc

Massa atômica (prótons+neutrôns)

Energia liberada por fissão

Tabela Periódica: Estrelas de Alta Massa

Explosão de Supernova 1987A

Grande Nuvem de Magalhães @ 150 mil anos-luz

Oxigênio (milhões de anos)Supernova Tipo II:

Remanescente de Supernova

Formação de Nêutrons

Formação de Elementos Pesados

neutron

captura de

neutron

partícula β

decaimento

radioativo

radiaçãogamma

decaimento radioativo

núcleo criado

56Fe + n : 57Fe: 58Fe: 59Fe : decaimento beta : 59Co ou 60Ni e etc

decaimento beta: elétron (β-) ou pósitron (β+) emitido do núcleo atômico

Tabela Periódica: Estrelas de Alta Massa

Tabela Periódica: HOJE

hidrogênio

lítio

ferro (26)

hélio

carbono (6)oxigênio (8)

()neônio (10)

berílio

nitrogênio

níquel

magnésio (12)silício (14)enxofre (16)

argônio (18)cálcio (20)

número atômico (número de prótons)

Elementos de Z “par” fundidos pelo He são comuns; elementos de Z ímpar tem menor energia de ligação

Elementos mais pesados que o Fe são raros porque energia é necessária para fundí-los

Formação do Sistema Solar

1. Nuvem original: grande e difusa;

rotação lenta.

A nuvem começa a colapsar

2. Devido à conservação de

energia, a nuvem esquenta à media

que colapsa.

Devido à conservação de

momento angular, a nuvem gira cada vez mais rápido com a

contração

3. Colisões entre as

partículas achatam a

nuvem em um disco

4. Resultado: disco

achatado em rotação com

massa concentrada no centro e

com temperaturas mais altas no

centro

Ciclo de vida das estrelas

Somos poeira estelar.

Somos filhos das estrelas.

https://www.youtube.com/watch?v=f4WR73u0Dyc

https://www.youtube.com/watch?v=wIEhSIt1oEI

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