Ensino de Astronomia UFABC

Aula: Estrelas II

Universidade Federal do ABC

Yuri Fregnani

e-mail: fregnani@gmail.com

Como seria o céu noturno sem poluição atmosférica e luminosa - Thierry Cohen - São Paulo 23° 32' 09'' S 2011-06-07 Lst 11:52http://thierrycohen.com/pages/work/starlights.html#

Resumo da última aula

Resumo

• Vimos que o meio interestelar, o meio entre asestrelas, é formado de gás + poeirainterestelar.

• Esses elementos podem se aglomerar,formando nebulosas e nuvens molecularesgigantes.

• Esses aglomerados podem sofrer algumaperturbação e se fragmentarem.

• Após a fragmentação, dependendo de suamassa, se tornam instáveis gravitacionalmentee colapsam.

• O colapso gravitacional aquece o núcleo dematéria condensada, ele começa a girar e ficarmais denso.

• Ao atingir pressão e temperatura suficientes, onúcleo começa a fusão nuclear do hidrogênioem hélio. A estrela nasce.

Nuvem molecular de formação estelar

http://apod.nasa.gov/apod/ap140306.html - 06 de março de 2014

NGC 1333 Stardust

Como as estrelas vivem?

Como elas vivem?

• Para se manter viva, a estrela precisa “queimar”. Paragerar energia, ocorre a fusão nuclear. Essa reação ocorredevida à enorme pressão e temperatura existentesdentro da estrela. Essa pressão e temperatura sãosuficientes para fazer com que os núcleos dos átomos sefundem, criando novos elementos químicos.

• A fusão começa com os átomos de hidrogênio que sefundem formando hélio. A energia liberada durante esseprocesso mantém a estrela viva, vencendo a forçagravitacional que ainda existe sobre ela, tentandoesmagá-la.

• A fusão nuclear libera energia, através dafamosa relação de Einstein:

E=mc²

• Quando os átomos de hidrogênio se fundem,a massa do hélio resultante é menor do quesimplesmente a soma das massas dos átomosde hidrogênio individuais.

• É essa diferença nas massa que étransformada em energia e que faz com que aestrela brilhe.

• Massa do hidrogênio: 1.67372 × 10−27Kg

• Massa do Deutério: 3.44 × 10−27Kg

• Massa do Hélio: 6.64648 × 10−27Kg

• Soma de 2 deutérios = 6.88 × 10−27Kg

• Diferença: 0.23352 × 10−27Kg → ENERGIA‼

Pontos importantes

• A estrela chega ao seu fim quando não há maiscombustível para que ocorra a fusão nuclear.

• Quanto mais massa uma estrela tem, mais curta éa sua vida (o que não é intuitivo).

• Todas nascem de forma semelhante, porém avida e morte de cada estrela dependemprincipalmente de sua massa.

Pontos importantes

• A vida de estrela é uma batalha constante entre a gravidade(que a contrai) e a pressão interna (que a expande).

Pressão InternaGravidade

Gravidade

Gravidade

Gravidade

Pontos importantes

• Quando a gravidade e pressão estão balanceadas a estrelaestá em equilíbrio hidrostático.

• Mas o que acontece quando transformações dentro daestrela fazem com que a pressão interna ou a gravidadepredomine?

A estrela irá expandir ou contrair até atingirnovamente um equilíbrio. Isso pode levar amudanças significativas de tamanho, brilhoe cor.

Classificação das estrelas

Organizando as observações

Classificação das estrelas

• Por serem corpos de grande variedade, é necessário classificar as estrelas.

• Existem dois tipos de classificação.

Classificação das estrelas

• Classificação Estelar (Classificação espectral deHarvard):

• Foi criada na metade do século 20 com o intuito deunificar os trabalhos em astronomia. Os fatoreslevados em conta para a classificação são:Temperatura, Cor, Massa, Tamanho e Luminosidade. Éimportante notar que a descrição da cor das estrelas éfeita como vista da Terra, através da nossa atmosfera.

• Os outros aspectos, são calculados em comparaçãocom o nosso Sol.

M = Massa do SolR = Raio do SolL = Luminosidade do Sol

*Nosso Sol é umaestrela do tipo G

Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!Para lembrar a classificação das estrelas.

Classificação das estrelas

• Diagrama de Hertzsprung-Russell:• É um gráfico onde se distribui as estrelas relacionando sua

magnitude absoluta e classificação estelar ou luminosidadee temperatura efetiva. Foi criado por volta de 1910.

• Magnitude absoluta é o tamanho que um objeto teria seestivesse a uma distância padronizada. Ela nos permitecomparar o brilho de objetos sem levar em consideração asdistâncias em que eles se encontram.

• A distância padrão é de 10 parsecs (em torno de 32,616anos luz, ou 3×1014 Km).

Evolução Estelar

• A evolução estelar é extremamente lenta, emcomparação com a vida humana.

• Em nossos 5000 anos de observação do céu, amaioria das estrelas não mudou de formaapreciável.

• Imagine que você está olhando vários cachorrinhos, de uma mesmaespécie, em um canil.

• Você nunca viu cachorros antes, então não tem certeza de como elesnascem e crescem.

• Tudo o que você vê, são vários cachorrinhos de idades diferentes.

• Você tem 2 minutos para olhar todos eles vivendo ali.

• Depois disso, precisa criar um modelo de explique como um filhote viraum cachorro adulto, explicando cada etapa e processo que leva a essaevolução.

• Você não conseguirá, nesse tempo, ver os cachorrinhos crescerem, assimcomo não podemos ver as estrelas evoluindo.

• Dada a dificuldade de observarmos as estrelasevoluindo, é necessário criarmos modelos quenos ajudem a explicar essa evolução.

• Para montarmos esse modelo, começamos aolhar um dos aspectos mais importantes dasestrelas, a sua massa.

• Se a massa da estrela for:

• Menor 0.072Mʘ: A temperatura do núcleo é menor do que107 𝐾 → A fusão nuclear não se estabiliza, nasce uma “estrelafrustrada”, a anã marrom.

• Maior ~150Mʘ: A fusão nuclear começa antes da relaxação daestrela → A estrela se desfaz antes de se formar.

• 0.07Mʘ < M < ~150Mʘ: A temperatura do núcleo passa dos107 𝐾 → A queima do hidrogênio começa. Uma estrela comum,como o Sol, nasce. Também chamada de “estrela anã”.

• 0.072Mʘ < M < 2Mʘ: Estrelas de baixa massa• 2Mʘ < M < ~8Mʘ: Estrelas de massa intermediária• ~8Mʘ < M < ~150Mʘ: Estrelas de alta massa

Mʘ = Massa do SolEsses limites não são bem conhecidos, podendovariar muito com as observações. O valor damassa é referente ao núcleo da estrela.

• A estrela passa por várias etapas durante suavida. Todas elas dependem da massa que aestrela possui.

• Estrelas similares ao Sol passam por quatroetapas principais.

1º Fase: Queima de Hidrogênio

• Acontece no núcleo da estrela.

• O núcleo chega a uma temperatura maior que 107K,átomos de hélio começam a se formar.

• O processo de produção de hélio aqui, é feito peloCiclo p-p.

1º Fase: Queima de Hidrogênio

• Se a massa da estrela for de 1.2Mʘ, atemperatura chega a 15 × 106K, quente osuficiente para que o ocorra um outroprocesso de formação do hélio, o Ciclo CNO.

1º Fase: Queima de Hidrogênio

• A energia produzida no núcleo da estrela é transportada para fora dela.• O modo como isso acontece depende da massa dela:

• Se a massa da estrela for menor que 0.4Mʘ a energia é transportada porconvecção;

• Se a massa da estrela estiver entre 0.4Mʘ e 4Mʘ a energia é transportadapor radiação até regiões mais afastadas do núcleo e depois transportadapor convecção para fora;

• Se a massa da estrela por maior que 4Mʘ, ocorre o processo inverso, aenergia é transportada por convecção para as regiões mais afastadas donúcleo e depois transportada por radiação para fora.

2º Fase: Gigante Vermelha

• Após queimar todo o hidrogênio em seu núcleo, aestrela começa a passar por uma transformação.

• Seu núcleo se contrai, fazendo com que a camadaacima dele "caia" sobre ele. Essa camada seaquece e começa a queimar o hidrogênio queexiste nessa camada.

• O envelope também se aquece e expande, emreação, a superfície esfria.

2º Fase: Gigante Vermelha

• Antes de se tornar uma gigante vermelha, aestrela passa por uma fase de transiçãochamada Subgigante.

• Em estrelas com massa acima de 1.25Mʘ, essafase é tão curta que raramente é observada.

2º Fase: Gigante Vermelha

• Nessa fase, a temperatura na estrela cai, o quefaria sua luminosidade diminuir, porém, comoseu tamanho aumenta, a luminosidadetambém aumenta.

• Isso faz com que a estrela caminhe pelodiagrama Hertzsprung-Russell, indo para adireta, tornando-se Subgigantes e depois paracima, tornando-se Gigante Vermelha.

Subgigante

3º Fase: Queima de Hélio

• Aqui, a temperatura no núcleo da estrela é maiorque 108 K.

• No núcleo começa a se formar carbono, por umoutro processo de fusão nuclear, o processoα triplo.

• Estrelas com massas menores do que 0.5Mʘjamais alcançam a temperatura necessária pararealizar o processo α triplo.

3º Fase: Queima de Hélio

• Esse processo da queima de hélio precisa de muitomais energia, levando a uma reação em cadeiachamada Helium Flash (Flash de Hélio).

• Essa reação faz com que o hélio seja queimado deforma extremamente rápida. Tão rápida que não épossível simular o processo em tempo real emcomputadores.

• Os códigos computacionais de evolução estelarcalculam o processo mais lentamente que o realmenteacontece.

3º Fase: Queima de Hélio

• A camada acima do núcleo ainda queimahidrogênio, enquanto o próprio núcleo seexpande e o envelope se contrai e esquenta.

• Quando chega aqui, a estrela se desloca do topodo ramo de Gigantes Vermelhas para um ramochamado Ramo Horizontal, por um caminhoainda não muito bem conhecido. Ainda não foiobservado uma estrela fazendo esse caminho.

4º Fase: Gigante do ramo Assintótico

• Essa fase acontece após a queima de hélioacabar, o que contrai o núcleo mais uma vez.

• A camada que estava acima do núcleocontinua a queimar hélio e a camada acimadessa continua a queimar hidrogênio.

4º Fase: Gigante do ramo Assintótico

• Quando o Sol chegar a essa fase, será aindamaior e mais luminoso do que na fase deGigante Vermelha.

• Ao final dessa fase, a estrela sofre pulsostérmicos e ventos forte que ejetam C, N e O.

• Essa é a origem de parte desses elementos noUniverso.

A Morte das Estrelas

de baixa massa

• Após bilhões de anos, a estrela não conseguemais sustentar as fusões nucleares que amantêm viva e queimando.

• Como a energia gerada pela fusão nuclearagora é fraca, a gravidade começa a vencer abatalha.

• Quando chega esse momento, começam novastransformações, ditadas pela quantidade demassa da estrela, que definirão seu destino final.

• A estrela começa a encolher, a temperatura vaiaumentando até que finalmente ela colapsa.

• Esse colapso dá origem a outros corpos celestes.

Estrelas com Pouca Massa

• Quando a estrela possui um núcleo com uma massa menorque 1,4 vezes a massa do Sol, seu destino final é ser uma anãbranca.

• Algumas estrelas chegam a ter um tamanho aproximado como da Terra e com tanta massa quanto o Sol, tornando-seobjetos super densos.

• São inicialmente quentes, mas esfriam rapidamente, emitindoradiação ultravioleta.

• Devido ao pequeno tamanho, possuem uma luminosidadebaixa e aparecem na parte mais baixa do diagrama HR.

Anã Branca

• Na anã branca, seu núcleo é formado de carbono.

• Como a pressão e temperatura em seu interior é extremamentealta, o carbono se comprime, tomando uma nova forma.

• Pesquisas indicam que o núcleo dessas estrelas podem serformados de “diamantes”, tornando as anã brancas, verdadeirasjóias do Universo.

• A comparação com diamantes, é mais uma licença poética do queuma comparação de fato. A estrutura que o carbono adquire nonúcleo é muito mais densa do que um diamante real.

• As estrelas com núcleo com uma massa menorque 0.5Mʘ não chegam a queimar Hélio, elasviram Anãs Brancas de Hélio.

• Entretanto isso demora mais do que a atual idadedo Universo, cerca de 13.7 bilhões de anos. Asobservadas têm outra origem, são estrelas comnúcleo de hélio que perderam as camadasexternas por interação com outras estrelas.

Imagem: http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit3/Images/WhiteDwarf.gif

Nebulosa Planetária

• Quando a estrela se torna uma anã branca, elaejeta seu envelope, feito de gás ionizado.

• Possuem um brilho vermelho proveniente dohidrogênio e nitrogênio ionizados e um brilhoazul do oxigênio.

• Seu nome vem do fato que, observadas empequenos telescópios, podem parecer complanetas. Mas não possuem relação com eles.

Nebulosa Planetária

• Depois de mais ou menos 50 mil anos, esseselementos se misturam com o meiointerestelar.

• Estão entre os objetos mais bonitosobservados.

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/09/Artist's_impression_of_supernova_1993J.jpg

Anã Branca

Nebulosas Planetárias

Núcleo

Nebulosa do Anel (M57) – constelação de Lira.http://www.ccvalg.pt/astronomia/nebulosas/nebulosas_planetarias/m57.jpg

Nebulosa planetária Abell 39

http://1.bp.blogspot.com/_Y_7hig-xGJM/TOFU6k7oOZI/AAAAAAAAAPs/WNl4b6E-pVc/s1600/02+-+Abell+39.jpg

Nebulosa Olho de Gato

Estrela com Massa Intermediária

• Para estrelas que tem um núcleo com massamaior que 1,4 vezes a massa do Sol, o seu destinoé se tornar uma estrela de nêutrons.

• Estrelas com essa massa, conseguem fundirátomos até formarem Fe. Quando praticamentetoda a fonte de fusão acaba, o núcleo se contraiviolentamente, aumentando a temperatura,conseguindo, por pouco tempo, fundir ainda maisos átomos criando elementos mais pesados.

Estrela com Massa Intermediária

• Ao acabar essa última fonte deenergia, a gravidade comprime aindamais o núcleo, vencendo a pressãode degeneração eletrônica e surgeuma estrela de nêutrons instável.

• Esse processo provoca uma onda dechoque que, ao chegar à superfíciedo núcleo da estrela provoca umagrande explosão, a Supernova. O queresta no centro dessa explosão é umaestrela de nêutrons.

• Esse tipo de estrela tem um raio naordem de ~15 Km de diâmetro, mastanta massa quando o Sol. Sendoextremamente densa.

Estrelas com Grande Massa

• Para estrelas com massas intermediárias ou altas,seu núcleo consegue atingir temperaturas maisaltas, que conseguem continuar a fusão nuclear,criando outros elementos.

• A produção e queima desses elementosacontecem em camadas, com o elemento maispesado ao centro. Essas estrelas chegam até aprodução de ferro em seu núcleo.

• Essa fusão nuclear continua até a produção do ferro.Esse elemento só é criado em estrela maiores e commassas na ordem de 20 vezes a massa do Sol.

• Até o ferro, a fusão nuclear acontece de forma“espontânea”. O ferro é o último elemento com menorenergia por núcleon, ou seja, para criá-lo a estrela geraenergia. Elementos mais pesados do que o ferrocustariam energia para serem feitos.

• Elementos mais pesados necessitam de muito maisenergia para serem criados, assim, só surgem em ummomento muito especial da vida da estrela. Nomomento de sua morte.

Esquema de criação e fusão de Elementos

• Fusão de Hidrogênio → Hélio.

• Fusão de Hélio → Carbono, Oxigênio e Neônio.

• Fusão de Carbono, Oxigênio e Neônio → todos oselementos até o Silício.

• Fusão de Silício → todos os elementos até oFerro.

6 × 108 KCarbono→Neônio e Hélio

28𝑆𝑖

28𝑆𝑖

56𝑁𝑖

56𝐶𝑜

56𝐹𝑒

𝑒− 𝜐

𝑒−

𝜐

20𝑁𝑒

4𝐻𝑒

20𝑁𝑒

16𝑂24𝑀𝑔

4𝐻𝑒

16𝑂

16𝑂

12𝐶

12𝐶

1.5 × 109 K Oxigênio→Silício e Hélio

1.2 × 109 KNêonio→magnésio e Oxigênio

2.7 × 109 K Silício→Níquel e Cobalto

(rapidamente) →Ferro

20𝑁𝑒

28𝑆𝑖

Imagem: http://astropt.org/blog/wp-content/uploads/2014/03/threshold03_gallery01_02.jpg?1ae1ed

Estrelas com Grande Massa

• Aqui é o fim da produção de elementos químicos pelaestrela, elementos acima desses necessitam de muitomais energia para serem formados.

• Cada mudança na produção de novos elementos, geramenos energia, o que torna cada fase mais curta.

• Nessa fase a estrela oscila em caminhos horizontais naparte superior do diagrama Hertzsprung-Russell, masmantém a sua luminosidade constante.

http://web.physics.ucsb.edu/~astro1/fall2014/lecture13.pptx.pdf

Estrelas com Grande Massa

• As estrelas conseguem produzir elementosquímicos somente até o ferro. Então comoexplicar a existência de outros elementos alémdesses?

• Para a criação de outros elementos é necessáriouma temperatura e pressão muito maiores doque a estrela pode produzir. Isso ocorre,literalmente, no final de sua vida, quando aestrela morre.

Supernovas

• A Supernova é o momento mais dramático davida de uma estrela. É também um dos eventosmais energéticos e brilhantes do Universo. Nomomento em que ela ocorre, a Supernova brilhatanto quanto a galáxia onde está.

• Durante a Supernova, o núcleo da estrela alcançauma densidade muito alta ~5 × 1012Kg/m³ euma temperatura de cerca de 7 × 109 K .

Supernovas

• Como a temperatura e a densidade sãoextremamente altas, elementos mais pesadosque o Fe são criados, como o Níquel, Cobre,Zinco, Bário e Chumbo.

• As Supernovas são responsáveis por espalharesses elementos pelo Universo, enriquecendoo meio interestelar, ajudando na criação denovas estrelas e nuvens estelares.

Supernovas

• Nesse instante o núcleo implode e o restante da estrela explode, no que chamamos de Supernova.

Imagem: Adam Bloco , Mt. Lemmon SkyCenter , U. Arizonahttp://apod.nasa.gov/apod/ap140124.html

Essa foto foi feita em 21 de janeiro de 2014. Ocorreu na galáxia M82 que está a 12 milhões de anos-luz de distância (a explosão da supernova aconteceu 12 milhões anos atrás, que a luz só agora está atingindo a Terra), tornando supernova SN 2014J um dos mais próximos a ser visto nas últimas décadas.

Os Buracos Negros

• Um outro destino final para uma estrela é ela se tornarum buraco negro.

• Uma estrela se torna um buraco negro quando é supermaciça, mais ou menos com 10 vezes a massa do Sol.

• A estrela sofre o mesmo processo que leva a criação deuma anã branca, sendo o núcleo restante de umaSupernova, porém, como a estrela original possuíamuito mais massa, ela acaba por sucumbir pela própriagravidade, criando um corpo altamente denso, com umcampo gravitacional muito forte.

A Morte das Estrelas

• Em resumo, a morte da estrela, assim como seu nascimento e otipo de vida que levará, depende da sua massa.

• Assim, podemos classificar a morte delas em três tipos:

• Massa menor 1.4Mʘ→ Gigante Vermelha →Anã Branca

• Massa maior que 1.4Mʘ e menores que 10Mʘ → Supernova → Anãbranca

• Massa maior que 10Mʘ→ Buraco Negro

• Esses limites são bastante flexíveis, não sendo conhecidos com100% de precisão, variando bastante conforme as observações vãoavançando.

Alguns tipos de estrelas

Tipos de Estrelas

• Existem diversos tipos de estrelas, cada umacom suas características e propriedadesmarcantes.

Estrelas variáveis

• São estrelas normais, porém,passam por um momento deinstabilidade em sua vida, fazendocom que sua luminosidade, raio etemperatura variemperiodicamente.

• São usadas para a medição dedistâncias junto com a magnitudeaparente.

• Foram importantes para ajudarEdwin Hubble, em 1923, adeterminar que o Universoconsistia em mais do que a ViaLáctea.

• Ele chegou a essa conclusão, apóscalcular a distância de algumasestrelas variáveis e perceber que adistância em que elas seencontravam era grande demaispara pertencerem a Via Láctea,devendo estar em outras galáxias.

Aglomerados Estelares

• São formados do colapso de uma grande nuvem de gásque se fragmenta.

• Como surgem de uma mesma nuvem, possuem amesma idade e composição química.

• Aqui na Via Láctea, podemos observar dois tipos:• Aglomerados Abertos: têm a forma irregular e são

compostos por algumas milhares de estrelas.• Aglomerados Globulares: apresentam forma esférica e

algo em torno de 100.000 estrelas.

M13: O grande conjunto Globular em HerculesCrédito de imagem & Direitos de Autor : Martin Pugh - 14 de junho de 2012

http://apod.nasa.gov/apod/ap120614.html

M45: O Pleiades Conjunto de estrela de Créditos e direitos autorais: Robert Gendler - 09 de janeiro de 2006

http://apod.nasa.gov/apod/ap060109.html

Aglomerados Estelares

• O estudo dos aglomerados estelares é degrande importância, trazendo indícios sobre:

• As idades de estrelas;

• A idade da Via Láctea;

• As idades de outras galáxias com aglomeradosobserváveis;

• Um limite mínimo para a idade do Universo.

Pulsares

• São estrelas de nêutrons que giram muitorapidamente.

• Se o eixo de rotação não coincidir com o eixomagnético, um pulso de raio-X é visto peloobservador de forma periódica.

• A periocidade dos pulsares é tão exata quantorelógios atômicos usados em satélites.

Imagem: X-ray: NASA/CXC/Univ of Toronto/M.Durant et al; Optical: DSS/Davide De Martin http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/multimedia/vela2012.html#.VVtXyFVVhBc

O Pulsar de Vela está cerca de 1.000 anos-luz da Terra, tem cerca de 19,31 Km de diâmetro, efaz mais de 11 rotações completas a cada segundo, mais rápido do que um rotor dehelicóptero.

https://physicsforme.files.wordpress.com/2011/05/neutron-stars-may-gradually-become-strange-stars-2.jpg

Esquema de um Pulsa genérico

Fast Spinning Pulsar's Wobbles Whip-Up Plasma Jets |Video

https://www.youtube.com/watch?v=v55lzMMJTJQ

A evolução estelar

Imagem: http://hypescience.com/wp-content/uploads/2012/08/ciclo-de-vida-estrela.jpg

• Se as estrelas criam os elementos químicos presentes na tabela periódica, e nós, somos feitos desses elementos, isso quer dizer que...

Nossos corpos contâm osmesmos elementosencontrados nas estrelas.Esses elementos sãoespalhados pelo Universoatravés das Supernovas,ou seja, somos feitosdaquilo que um dia foi umcorpo celeste imponente ebrilhante.Somos, literalmente, partedo Universo.Somos feitos da poeira dasestrelas.

Links interessantes

• O Universo - Vida e Morte das Estrelas:https://www.youtube.com/watch?v=0m47jSvr6OE

• O que são as estrelas de nêutrons?: https://www.youtube.com/watch?v=mRuYo68dWPg

• O Universo: O Futuro Sombrio do Sol Dublado: https://www.youtube.com/watch?v=kFfYR4joblE

• Jogo - Build Your Own Star – Virtual Experiment:http://www.planetseed.com/laboratory/virtual-experiment-build-your-own-star

• A Star’s Birth—and Death:http://ngm.nationalgeographic.com/2014/03/black-holes/creation-interactive

Até mais, e obrigado pelos peixes!

Muito obrigado!