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Universidade Federal do ABCEnsino de Astronomia UFABC

Michelle Rosae-mail: rosa-michelle@outlook.com

Aula 11:Estrelas parte I

Até agora em nosso curso...

• Introdução + Astrologia + Mitologia + História da Astronomia I

• História da Astronomia II

• Exploração do Espaço I

• Exploração do Espaço II

• Sistema Solar – Terra, Lua e Sol

• Sistema Solar – Planetas Internos

• Sistema Solar – Planetas Externos

• Sistema Solar – Asteroides e Cometas

• Sistema Solar – Sol

• Exoplanetas

Síntese

O que são estrelas?

Estrelas

1. ASTR Corpo celeste cintilante, com energia e luz próprias, queaparenta estar imóvel no firmamento; áster, estela.

2. Qualquer corpo luminoso, visível à noite, no firmamento.

3. Qualquer corpo celestial.

4. Figura convencional com cinco pontas, que representa uma estrela,geralmente de cor prateada.

5. POR EXT Qualquer objeto que tem essa forma.

6. FIG Figura proeminente que se destaca em alguma área de atividade.

7. CIN, TEAT, TV Atriz ou ator famoso, que goza de muito prestígio; star.

8. FIG Mulher jovem, de rara beleza e vigor.

9. Mancha branca na testa dos bovinos ou equinos.

Estrelas

No dicionário:

http://michaelis.uol.com.br/busca?id=op8o

Estrelas

“Estrelas são esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de energia é atransmutação de elementos através de reações nucleares, isto é, da fusão nuclearde hidrogênio em hélio e, posteriormente, em elementos mais pesados.”

Astronomia e astrofísica – Kepler de Souza Oliveira Filho, Maria de Fátima Oliveira Saraiva – p 181.

“Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pelagravidade e pela pressão de radiação.”

Wikipédia (https://pt.wikipedia.org/wiki/Estrela )

É necessário conhecer o meio interestelar. É no meio interestelar que nascem as estrelas, e é para ele que retornam todos os elementos

químicos reprocessados pelas estrelas em evolução.

• Embora a maior parte da massa visível da nossa galáxia esteja concentrada em estrelas, o meio interestelar não é completamente vazio, existe um material entre as estrelas que é composto de gás e poeira.

• Este é o meio interestelar. Ele é composto por:

Meio Interestelar

• Esse meio interestelar compõe entre 10% a 15% da matéria visível da nossa galáxia.

99% de Gás Interestelar

1% de Poeira Interestelar

http://astro.if.ufrgs.br/ism/ism.htm

http://www.if.ufrgs.br/oei/cgu/interm/interm.htm

Como é o Meio Interestelar?

• A temperatura no meio interestelar varia de poucos kelvin atémilhares de kelvin, a depender da distância de estrelas oufontes de radiação.

Temperatura do Meio Interestelar

• Em zonas escuras, sem estrelas próximas, a temperatura média é de 100 K ou -173,15 °C.

• Como comparação, a menor temperatura já registrada na Terra, foi na Antártida em 2010, quando termômetros registraram -93 °C.¹

¹ http://www1.folha.uol.com.br/ambiente/2013/12/1383806-antartida-registra-menor-temperatura-da-historia.shtml

• As galáxias são completamente cheias pelo gás e poeira do meiointerestelar. Porém, a densidade desse meio é extremamentebaixa.

• A densidade média do meio interestelar é de:

Gás: 1 átomo por cm³

Poeira: 1 partícula para cada trilhão (milhão de milhões ou 1012) de átomos

• Para termos uma ideia o ar possui 3 × 1019 átomos/cm³.

Densidade do Meio Interestelar

Esses materiais são tão finos que, se juntássemos todo o gás e poeirado meio interestelar contido em uma esfera do tamanho da Terra,ele caberia dentro de um dedal.

Densidade do Meio Interestelar

Como é a composição do Meio Interestelar?

O gás interestelar é constituído principalmente de átomos individuais e moléculas pequenas.

• A composição química do gás interestelar é bastante simples,sendo distribuída em:

90% Hidrogênio

9% Hélio

1% Elementos pesados (C, O, Si, Mg, Fe)

• O gás compõe 10% da massa visível da Via Láctea.

• O gás pode ser estudado pelas linhas de absorção e emissão.

Gás Interestelar

http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap14.pdf

Para entender um pouco melhor o estudo do Meio Interestelar

O gás pode ser estudado pelas linhas de absorção e emissão.

• Espectroscopia é o estudo de como as diferentes formasde radiação eletromagnética interagem com os átomos emoléculas.

• Assim como há diversos tipos de radiaçãoeletromagnética, há vários tipos de espectroscopia,dependendo da frequência de luz que estivermosutilizando.

Espectroscopia

• Espectroscopia UV-Vis• Vamos utilizar como exemplo o que acontece quando um átomo de

H absorve luz na região UV ou visível do espectro eletromagnético.

• Quando um átomo absorve um fóton de UV ou de luz visível, a energia desse fóton pode excitar um dos elétrons desse átomo para um nível energético mais alto.

• Este movimento de um elétron de um nível energético mais baixo para um nível energético mais alto, ou de um nível mais alto de volta para um nível mais baixo é chamado de transição.

• Para que uma transição ocorra, a energia do fóton absorvido deve ser maior ou igual à diferença de energia entre os 2 níveis energéticos.

Espectroscopia

• Mas, na natureza, a tendência é ficar em seu estado de menor energia.

• Assim que o elétron volta a seu nível energético mais baixo, ele emite um fóton com a energia igual à diferença dos níveis energéticos.

Espectroscopia

Na figura temos uma representação simplificada de algumas das diferentes transições possíveis de nível energético para nosso átomo de Hidrogênio. Observe que, quanto maior a transição entre os níveis energéticos, mais energia é absorvida/emitida. Portanto, os fótons de frequência mais alta são associados às transições de maior energia. https://pt.khanacademy.org/science/chemistry/electronic-structure-of-atoms/bohr-

model-hydrogen/a/spectroscopy-interaction-of-light-and-matter

EspectroscopiaAs transições de energia dos elétrons de cada elemento são únicas e diferentes umas das outras. Portanto, analisando as cores de luz emitidas por um determinado átomo, podemos identificar tal elemento com base em seu espectro de emissão.

Cada espectro de emissão é único para o elemento, podemos entendê-los como a "impressão digital" de cada elemento.

https://pt.khanacademy.org/science/chemistry/electronic-structure-of-atoms/bohr-model-hydrogen/a/spectroscopy-interaction-of-light-and-matter

Teste da chamahttps://www.youtube.com/watch?v=9oYF-HxtoYg

• Espectroscopia de infravermelho (IV): vibraçõesmoleculares• a radiação de baixa energia na região de infravermelho (IV) do

espectro também pode produzir mudanças em átomos e moléculas.

• Este tipo de radiação não é energética o bastante para excitar elétrons, mas ela faz com que as ligações químicas nas moléculas vibrem de diferentes maneiras.

• Assim como a energia necessária para excitar um elétron de um determinado átomo é fixa, a energia necessária para mudar a vibração de uma certa ligação química também é.

Este pequeno resumo sobre espectroscopia será útil para entender melhor o estudo do Meio Interestelar!

Espectroscopia

• A composição da poeira interestelar não é bem conhecida. Háevidências de que ela é composta principalmente de grafite (C),silicatos e Ferro (Fe), alguns dos elementos “sub-abundantes” dogás. Isso suporta a teoria de que a poeira se formou a partir de gásinterestelar.

Poeira Interestelar

• Provavelmente, a poeira também contém gelo sujo, uma mistura de água com traços de amônia, metano e outros componentes.

• Essa poeira interestelar constitui 0,1% da massa da Via Láctea.

• O tamanho dos grãos de poeira variam de 0.1 a 1 μm.

• O tamanho típico de um grão de poeira interestelar pode sercomparável ao tamanho do comprimento de onda da luz visível.

• Para comparação, o cabelo humano chega a ser 80 vezes maisgrosso, variando entre 18 e 80 μm.

Poeira Interestelar

A poeira interestelar pode interferir na observação de estrelas?

A poeira absorve, reemite e espalha luz que incide nela.

A luz de uma estrela, ao passar por uma nuvem de poeira, sofre doisprocessos: a absorção e o espalhamento.

Ambos provocam a diminuição da intensidade da luz da estrela quechega até nós. Não importando o comprimento de onda da luz,sempre ocorrerá atenuação da radiação.

Contudo, essa atenuação, principalmente devida ao espalhamento, émais efetiva nos comprimentos de onda mais curtos, ou seja, no azul(se consideramos somente luz visível).

Propriedades do Meio Interestelar

http://www.if.ufrgs.br/oei/cgu/interm/interm.htm

1. Um feixe de luz pode ser absorvido ou espalhado somente por partículas com um diâmetro próximo ou maior que o comprimento de onda da radiação incidente;

2. O obscurecimento (absorção ou espalhamento) produzido pelas partículas aumenta com a diminuição do comprimento de onda da radiação.

Nebulosa de reflexão NGC1999, constelação de Orion (NASA and The Hubble Heritage Team)

• Consequentemente, regiões de poeira interestelar (cujas partículas têm diâmetro de ~ 10-7 m), são transparentes aos comprimentos de ondas de rádio ou infravermelho, por exemplo (λ’s >> 10-7m).

• Mas são completamente opacos aos comprimentos de onda de ultravioleta e raios X (λ’s << 10-7 m curtos).

• Então, quanto menor o comprimento de onda, mais opaco se torna o meio interestelar. Isso significa que, preferencialmente, comprimentos de onda menores (azuis) são “ barrados” pela poeira interestelar. Assim além de diminuir a luminosidade, as estrelas tendem a parecer mais avermelhadas

• Este efeito é denominado avermelhamento e é similar ao que produz o por do sol avermelhado na Terra.

A luz dos objetos que estão próximos ao horizonte atravessa uma camada de

atmosfera maior do que a dos objetos que estão no zênite.

Durante o pôr-do-sol, as outras cores do visível que compõem o espectro do sol

sofrem um maior espalhamento que a luz vermelha (comprimento de onda mais

longo). Assim a luz visível do sol que chega até nós tem o aspecto vermelho

alaranjado. Nesse caso, o agente que causa a extinção é a poeira existente na

atmosfera.

http://www.if.ufrgs.br/oei/cgu/interm/interm.htmhttps://tellescopio.com.br/porque-o-sol-e-vermelho-no-horizonte

• A poeira pode modificar a magnitude aparente e a cor de uma estrela, mas as linhas de absorção do espectro original da estrela não são modificadas possibilitando aos astrônomos identificarem seu tipo espectral.

• Desta maneira pode-se medir o quanto a luz original da estrela foi modificada (absorção geral e por cor) devido ao meio interestelar. Repetindo estas medidas em diferentes direções para muitas estrelas, os astrônomos puderam fazer um mapa da distribuição e propriedades do meio interestelar nas vizinhanças do Sol.

O gás e a poeirainterestelares podem seaglomerar e formar novasestruturas, com novascaracterísticas.

Pilares da Criação (2015) - NASA

Essas estruturas sãochamadas

nuvens interestelares.

Imagem: http://hypescience.com/nos-podemos-ve-los-mas-os-pilares-da-criacao-nao-existem-mais/

• Nebulosas• Nebulosas de Emissão

• Nebulosas de Poeira

• Nuvens Moleculares

Nuvens Interestelares

Nebulosa da águiaA Torre pode ser um berçário de estrelas

• Nebulosas de Emissão• Estas nebulosas são regiões de gás que emitem radiação e brilham

no céu.

• Elas contêm pelo menos uma estrela O ou B* recém-formada que produz radiação UV.

• A radiação UV ioniza o gás nas regiões próximas à estrela, e assim o gás passa a emitir luz visível, o que torna a nuvem brilhante

• A temperatura nesse tipo de nebulosa pode chegar até ~8000 °C, próximo a estrela.

• Nebulosas de Emissão são extremamente raras, representando apenas 1% das nebulosas existentes.

*O e B são classificações estelares. Adiante veremos como as estrelas são classificadas e a importância dessa classificação!

Nebulosas

http://apod.nasa.gov/apod/ap151104.html

Nebulosa Pata de Gato – Nebulosa de emissãoBrilha em vermelho devido ao Hidrogênio ionizado.

Imagem: Roberto Colombari and SONEAR Obs.; Color data: Robert Gendler & Ryan Hannahoe - 18 de Junho de 2014

Nebulosas• Nebulosas de Poeira (Nuvens de Poeira)

• A maior parte do espaço, mais que 99% deste, são simplesmente regiões sem estrelas, regiões escuras.

• Dentro das regiões interestelares escuras encontram-se as nuvens de poeira, nuvens que são mais frias e muito mais densas que as regiões vizinhas. (103 a 106 vezes mais)

• Nestas regiões, até cerca de 1000 átomos/cm3 são encontrados (similar à densidade do melhor vácuo em laboratório na Terra).

Nebulosas• Nebulosas de Poeira (Nuvens de Poeira)

• Apesar do nome, a nebulosa é constituída principalmente de gás, assim como o meio interestelar

• O nome vem do fato de que a absorção da luz ocorre devido à poeira existente na nuvem.

• A maioria das Nuvens de poeira são maiores que o nosso sistema solar. E apresentam formas irregulares.

• As nuvens de poeira preenchem não mais que 2 a 3% do volume total do espaço interestelar.

The Horsehead Nebula

http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/image_feature_89.html

Snake in the Dark: nebulosa escura "Cobra" atraves da linda extensão de estrelas nesta vista do campo profundo emdireção a constelação Ophiuchus e centro da nossa via láctea.

• Nebulosas de Reflexão

A nuvem de Poeira espalha e absorve a luz passando por ela. (como explicado anteriormente)

Nebulosas

https://docs.google.com/viewer?a=v&pid=sites&srcid=ZGVmYXVsdGRvbWFpbnxsYXBhdWx1Y2NpfGd4OjM5NTlmMjc3MmQwMzM0ZDM

Nebulosas• Nebulosas de Reflexão

• Observador A vê estrela mais avermelhada. • Observador B vê a luz espalhada (menor comprimento de

onda): nebulosa azulada.

http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula07.pdf

Como é feita a observação de Nebulosas?

• No caso das nebulosas de emissão, podemos detectar a luz que emitem. através de espectroscopia óptica, quando há uma fonte estelar ionizante.

• Esse tipo de detecção nem sempre é possível, seja pela bloqueio da luz por algum motivo ou no caso das nebulosas de poeira.

Então, como podemos fazer esta observação?• Lembram dos tipos de telescópios?

Observação de Nebulosas

No caso de nebulosas que não emitem luz no visível,podemos procurar pela emissão em outros comprimentosde onda.

O elemento mais abundante no meio interestelar é o Hidrogênio.

O átomo de hidrogênio, ao realizar a transição para seu estadomenos energético, libera energia igual a diferença entre os doisníveis, uma energia que é muito pequena.

Essa energia corresponde a um comprimento de onda longo, de 21cm, que chega até nós como radiação de rádio (λ = 21 cm).

Céu visto na frequência de rádio de emissão do hidrogênio neutro, 1420 MHz. Crédito: J.Dickey/NASA SkyView

Mosaico da Via Láctea em luz visível, onde se notam as regiões mais brilhantes e a faixa de poeira.

https://pt.wikipedia.org/wiki/Via_L%C3%A1ctea#/media/File:Milkyway_pan1.jpg

Nuvens Moleculares• Nuvens moleculares, como o nome indica, são

compostas predominantemente de moléculas, mas ainda se encontra poeira e gás interestelar nelas.

• São muito maiores do que as nebulosas de emissão e possuem uma alta densidade, podendo atingir 10¹² moléculas/m³.

Nas Nuvens moleculares existe uma grande quantidade de H2 . Esta molécula é abundante neste ambiente devido:

• Nuvens de poeira opticamente espessas. Elas protegem o H de fontes de radiação ultravioleta, esta radiação provoca a dissociação de moléculas.

• Estas nuvens também aumentam a taxa de formação do H2:

• Um grão de poeira fornece uma superfície onde os átomos de H podem se encontrar;

• A poeira absorve a energia liberada na formação de uma molécula de H2 estável, esquentando o grão

Nuvens moleculares são cercadas por camadas de H ( correlação com a poeira)

Mas, o H2 só emite radiação UV curto, e a linha de 21cm só é possível de ser medida quando temos H.

Nuvens Moleculares

• Estas nuvens contém desde simples moléculas diatômicas como CO, CN e OH, até complexas estruturas como CH3CH2CN.

• Usamos essas outras moléculas para estudar as nuvens moleculares

Nuvens Moleculares

• Estas moléculas são de um milhão a um bilhão de vezes menos abundantes que as de H2. Mas são muito importantes para traçar uma estrutura e um perfil de propriedades físicas.

• Com o estudo das nuvens moleculares, através dessas moléculas é possível concluir:

• nuvens moleculares nunca estão isoladas;

• estas formam complexos de até 50 parsec de extensão;

• elas contêm suficiente gás para formar milhões de estrelas como o Sol;

• existem aproximadamente 1000 destes complexos em nossa Galáxia.

Nuvens Moleculares

Nuvem Molecular Barnard 68

Nuvem Molecular Barnard 68 vista através do Infravermelho

Nuvens Moleculares

• Nuvens moleculares são estruturas muito importantes para aevolução do Universo.

• Elas são responsáveis pelo nascimento de planetas e outros corposcelestes.

• É nelas também que surgem um dos corpos celestes maisinteressantes, as estrelas.

Finalmente,

Estrelas

Estrelas são esferas massivas e brilhantes de gás quente,mantidas íntegras pela gravidade.

Estrelas

Para se manterem vivas,usam como fonte de energiaa fusão nuclear em seuinterior.

SolInstrument: Extreme Ultraviolet Imaging Telescope

Data: 2001-02-17http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA03149

Let’s talk about size!https://www.youtube.com/watch?v=HEheh1BH34Q

Estrelas

De onde vieram?Onde vivem?Como vivem?Por que brilham?Elas morrem?Tudo isso e muito mais...

Nascimento das Estrelas

• Tudo começa em uma nuvem molecular gigante.

• Essas nuvens são consideradas berçários de estrelas, elas contém material suficiente para formar milhões de estrelas como o sol.

• Em nossa galáxia temos aprox. 1000 complexos destes.

• As estrelas se formam pelo colapso gravitacional de nuvens de gás.

• A formação começa quando uma parte do Meio Interestelar,contendo nuvens de moléculas, gás frio e poeira começa a colapsardevido à gravidade causada por sua própria massa.

• Esta nuvem molecular, deve ser densa. Ela contém milhares devezes a massa do sol em forma de gás atômico ou molecular, euma pequena fração de poeira, que é muito importante.

• O colapso inicial ocorre quando a nuvem fica instávelgravitacionalmente devido a algum agente externo ou devido auma queda de temperatura da nuvem. Nestes casos a pressãointerna não é mais suficiente para impedir a contração.

A vida de uma estrela, inclusive o colapso inicial, é uma constante batalha entre a atração gravitacional, querendo contrair a nuvem/estrela, e (vários tipos de) pressão, tentando inflá-la.

• A nuvem começa a colapsar. E se fragmenta devido à instabilidade gravitacional. A medida em que se fragmenta em pedaços cada vez menores, a taxa de contração aumenta. (gravidade)

Porque a nuvem molecular colapsa?

• Sabemos que a nuvem é formada de poeira + moléculas+ gás e, em geral, elas estão em equilíbrio hidrostático.

• Para que o colapso ocorra, as nuvens devem sofrer algumtipo de perturbação externa, conforme mencionado.Essas perturbações podem ser:• Supernovas;• Colisões com outras nuvens;• Ondas de radiação de outras estrelas;• Mudanças aleatórias que produzem regiões de maior

densidade.

• Uma grande nuvem molecular passa por dois processosantes de formar uma estrela:

• Fragmentação: a nuvem se fragmenta em pedaços menorescom densidades médias maiores.

• Contração (colapso): fragmentos se tornam instáveisgravitacionalmente e colapsam, formando estrelas.

• Cada fragmento podeseguir um destinodiferente a depender desua massa.

• A gravidade começa aforçar a nuvem para umúnico ponto, aumentandoa temperatura do gás.

Nascimento das EstrelasSir James Jeans, em 1902, estudou e determinou qual a massa mínima necessária para que o colapso ocorra.

• Se uma nuvem com determinada densidade e temperatura tiver uma massa maior que certo valor (Mj), ela entrará em colapso.

Se a temperatura T é grande, a nuvem é muitoquente, o que impede de haver o colapso.

Se a densidade é grande, a gravidade é maior,portanto uma massa menor é necessária.

Massa de Jeans → Mj ≈ T3/2 * ρ -1/2

• Após a fragmentação, as partes da nuvem original possuem massas diferentes.

Se M>Mj → ocorre o colapso → formam-se estrelas

Se M<Mj → a nova nuvem se mantém estável ou expande

• Dependendo da massa da nuvem original, vão se formar estrelas individuais ou aglomerados estelares:

Se M for da ordem de 104 ou 105 Msol, a nuvem se fragmentará em vários pedaços, cada qual formando uma estrela.

Se M for da ordem de 10 a 102 Msol, apenas uma estrela isolada ( ou sistema binário/múltiplo), se formará.

Isto também explica, por que estrelas frequentemente seformam em grupos, que mais tarde se tornam grupos deestrelas ou até aglomerados estelares.

Aglomerados globulares são gruposconcentrados de centenas ou milharesde estrelas muito velhas quesão gravitacionalmente ligadas

Aglomerados abertos são grupos maisdispersos de estrelas, geralmente contendomenos que algumas centenas de membros,normalmente muito jovens. Aglomeradosabertos são rompidos com o tempo pelainfluência gravitacional de nuvensmoleculares gigantes

• À medida que uma nuvem interestelar se contrai, ela se põe a girar. Em geral, fragmentos colapsando devem ter um pouco de momento angular.

• Quanto mais uma nuvem interestelar se contrai, mais rápido se põe a girar. À medida que gira, vai se "achatando" em um plano e forma um disco.

• O momento angular é absorvido pelo disco, enquanto maior parte da massa está na protoestrela central.

http://www.observatorio.ufmg.br/pas06.htmhttp://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula07.pdf

• O disco começa a girar cada vez mais rápido atraindo maismaterial a sua volta, criando um núcleo denso e quente,chamado de Protoestrela. Nesse estágio, a protoestrela aindanão é visível devido a estar dentro da nuvem de gás.

• Esse processo demora cerca de ~𝟏𝟎𝟔 anos. O discoprotoestelar é o local de formação de possíveis planetas.

Possível Disco protoestelar na Nebulosa de Orion – 29 de dezembro de 1993

Imagem: CR O'Dell / Rice University; NASAhttp://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/24/image/b/

• Parte do material que cai em cima da estrela é defletido por um forte campo magnético, e irradiado na direção perpendicular ao disco, formando um par de jatos.

• Podem perturbar outras nuvens moleculares dando origem a novas estrelas.

• Os jatos bipolares afastam a nuvem que encobria a protoestrela. É possível vê-la agora.

• A contração continua, adensidade e a temperaturaaumentam cada vez mais. Atemperatura central chegaa 107 K.

• Isto é quente o suficientepara começar a fusão deátomos de Hidrogênio paraformação de Hélio. Esteprocesso libera energia.

• Neste ponto, consideramosque a estrela nasceu!

Ou, não!

• Lembram da Massa de Jeans?

• Objetos com massa menor que 0.072 Msol não conseguemestabelecer uma fusão de Hidrogênio em Hélio que seja estávelnos seus núcleos.

Anãs Marrons

Acima de 0.013 MSol (13 MJup ), alguma fusão nuclear é possível.

Estas são as Anãs Marrons, as “ Estrelas Frustradas”

Anãs Marrons• São objetos formados de plasma e compostos em maior quantidade

por hidrogênio e hélio e em menor quantidade por deutério (Isótopodo H), lítio e outros elementos.

• Anãs marrons têm baixa luminosidade e são detectáveis noinfravermelho.

• Estes corpos alcançam temperaturas de aproximadamente 1000 a3400 K.

• Possuem massa entre aprox. 13 e80 MJupiter

• Uma anã marrom típica, tem uma temperatura de ~2700K, e seu raio e massa correspondem a cerca de 1/10 do raio do sol, porém sua densidade é de 100x a do sol.

• Anãs marrons realizam um processo para “sobreviver”• M>0.013 -> Queimam Deutério ( Isótopo de H)• M>0.06 -> Queima de Lítio

• A primeira foi detectada só em 1995, mas hoje já se conhece centenas, sugerindo que são bastante comuns.

Anãs Marrons

Mas, e se a massa for alta?

Estrela da Pistola ( Azul hipergigante), Tem esse nome

por estar na Nebulosa da Pistola, na direção da

constelação de Sagitário.

Esta estrela acima da nuvem de poeira, no aglomerado aberto Pismis 24, tem uma massa estimada em 200Msol

• A massa limite para a formação de uma estrela ainda não foi bem determinada, mas deve ser da ordem de 150Msol

• No caso de uma massa muito alta, a formação da estrela se torna um problema, pois a fusão nuclear começa antes de a estrela se formar.

• A pressão da radiação emitida por essa fusão, desfazem a estrela antes mesmo de ela se formar.

Massas Altas

Fusão

• Falamos muito sobre a fusão, podemos relembrar a aula sobre o Sol e a fusão cadeia p-p.

• A fusão é o processo que garante a energia das estrelas.• Como vimos, no Sol a reação predominante é do tipo cadeia

próton-próton

• Para ocorrer a fusão, os prótons têm que ser jogados um contra o outro a uma velocidade muito alta, para superar a repulsão de Coulomb, que é a repulsão eletromagnética entre eles.

• Essa condição só é encontrada em ambientes de altas temperaturas e pressão, no núcleo de estrelas.

http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node10.htm / e aula 09- ensino de astronomia

Por Borb, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=680469

Resumindo...

Teste!1. Qual seria a definição mais precisa para estrela?a)uma estrela é uma Figura proeminente que se destaca em alguma área de atividade.b) uma estrela é uma rocha gigante em chamasc)Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade epela pressão de radiação.d) uma esfera é um corpo luminoso.

2. O gás e a poeira interestelar podem interferir na observação de estrelas? Por que?a) Sim. As ondas podem ser desviadas pelo gás e poeira, gerando os efeitos deespalhamento e absorção.b) Sim. Todas as ondas ficam presas na gravidade da nuvem de poeira.c) não. As partículas de gás e a poeira são pequenos demais para causar impactos naobservação.d)Não. As estrelas são grandes demais para serem cobertas.

3. Sobre as nuvens moleculares, é correto afirmar:a) que elas são compostas de moléculas, desde as mais simples, até as mais complexas esão consideradas "berçários de estrelas".b)elas envolvem as estrelas, e assim atrapalham o estudo do universo.c) Elas são as sobras do material que não foi consumido para formar uma estrelad) Elas são resultado da distorção causada pela atmosfera terrestre.

Teste!4.Qual das alternativas resume melhor o processo de formação das estrelas?

a) existe uma explosão-> a matéria se espalha ->a parte mais densa forma umaestrela

b) dois corpos massivos se aproximam-> esses corpos se chocam-> este choqueforma uma estrela

c) uma nuvem molecular colapsa por um fator externo-> ela é fragmentada->nosfragmentos a gravidade faz com que a densidade e temperatura aumentem->anuvem se põe a girar rápido e é formado um disco de acreção -> a protoestrelairradia material em jatos -> a temperatura, e pressão aumentam o suficiente parainiciar a fusão

d) uma nuvem molecular colapsa->toda matéria da nuvem converge para umúnico ponto->este ponto fica cada vez mais denso e atrai mais matéria, fazendoum disco->a energia é tão grande que a protoestrela expele camadas em forma dejatos->depois que a matéria excedente foi expelida, a estrela começa a fusão.

Veremos a vida e morte das estrelas na aula seguinte!

ReferênciasSites

http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap14.pdfhttp://www.if.ufrgs.br/oei/cgu/interm/interm.htmhttp://astro.if.ufrgs.br/ism/ism.htmhttp://www.astro.iag.usp.br/~thais/ceu2/ism.pdfhttp://www.observatorio.ufmg.br/pas06.htmhttps://pt.khanacademy.org/science/chemistry/electronic-structure-of-atoms/bohr-model-hydrogen/a/spectroscopy-interaction-of-light-and-matter

Material de AulasPieter WesteraAula 07: http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula07.pdfLaura PalucciAula 06:https://docs.google.com/viewer?a=v&pid=sites&srcid=ZGVmYXVsdGRvbWFpbnxsYXBhdWx1Y2NpfGd4OjM5NTlmMjc3MmQwMzM0ZDMYuri Fregnani – Aula: Matéria Interestelar e Estrelas I- Ensino de Astronomia UFABCYuri Fregnani – Aula: Sistema solar: o Sol- Ensino de Astronomia UFABC

Livro:Astronomia e Astrofísica- Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira Saraiva- Editora Livraria da Física

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