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Universidade da Madeira

Estrelas

Laurindo SobrinhoLaurindo Sobrinho05 janeiro 2015

NASA

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Luminosidade e brilho aparenteLuminosidade e brilho aparente

http://www.physics.unc.edu/~evans/pub/A31/Lecture16-Stars/

Luminosidade (L) - energia emitida por uma estrela por unidade de tempo.

Brilho aparente (b) – fluxo de energia por unidade de tempo e por unidade de área a uma determinada distância (d) da estrela.

O valor de L não depende do observador. O valor de b depende da distância à estrela, ou seja, depende da localização do observador.

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Magnitude Magnitude aparente aparente -- mm


A magnitude aparente (m) de uma estrela (ou de outro objeto) é uma medida do seu brilho aparente.

NOTA: quanto maior mmenos brilhante é o objeto (e vice-versa)!

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Magnitude absoluta Magnitude absoluta -- MM

(a distância d deve vir em pc)

A magnitude absoluta (M) de uma estrela é definida como sendo a magnitude aparente que esta teria se estivesse a uma distância de 10 parsec.

1 parsec = 3.26 anos luz

10 pc = 32.6 a.l.

O Sol tem M = 4.8

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RelaRelaçção entre cor e temperaturaão entre cor e temperatura

A cor de uma estrela está diretamente relacionada com a sua temperatura superficial.


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Classes espetraisClasses espetrais

Decompondo a luz das estrelas obtemos os respetivos espectros com diferentes linhas de absorção. A análise permite separar as estrelas em 7 classes espetrais:

O B A F G K MOh, Be A Fine Girl, Kiss Me!

Cada classe é dividida em 10 subclasses designadas por tipos espetrais.

As de classe O são as mais quentes e as de classe M as mais frias.

....F7, F8, F9, G0, G1, ....

O Sol e uma estrela G2.

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Raio / luminosidade / temperaturaRaio / luminosidade / temperaturaLei de Stefan-Boltzmann

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No diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) cada estrela érepresentada tendo em conta a sua luminosidade (ou magnitude absoluta) e a sua temperatura superficial (ou tipo espetral).

Diagrama de Diagrama de HertzsprungHertzsprung--Russell Russell


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Diagrama HR indicando a banda da sequência principal e os grupos das gigantes, supergigantese anãs brancas. As linhas a tracejado indicam diferentes raios estelares.

Exemplo: Se T é baixa e L grande então R deve ser também grande: temos uma estrela gigante ou supergigante....

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Classes de Classes de Luminosidade Luminosidade

Ia - supergigantesluminosasIb - supergigantes menos luminosasII - gigantesbrilhantesIII - gigantesIV - subgigantesV - sequência principal

D – anã branca

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As estrelas formam-se a partir de nuvens de gás e poeiras, em particular no interior de nebulosas escuras. Instabilidades diversas podem levar ao colapso gravitacional de zonas mais densas....

http://www.physics.unc.edu/ evans/pub/A31/Lecture17-Stellar-Birth/

Origem, evolução e morte das estrelas

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Quando a temperatura no centro atinge cerca de 10 milhões de graus iniciam-se as reações de fusão nuclear do hidrogénio em hélio. A pressão da radiação equilibra a força da gravidade e a estrela permanece neste equilíbrio hidrostático durante muito tempo como uma estrela da Sequência Principal.

http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/text/hydrostat.htm

Quanto maior a massa de uma estrela menor é o seu tempo de vida na sequência principal.

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http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html

Cessam as reações de fusão nuclear do H no centro da estrela. A estrela é agora composta por uma região central de He envolta por uma camada de H.

A gravidade faz colapsar a região central da estrela As camadas mais externas de H caem mais para o centro e aquecem a ponto de reatar a fusão nuclear do H mas agora numa zona mais exterior.

A pressão da radiação faz com que as camadas mais exteriores da estrela se expandam: temos uma Gigante Vermelha.

Eventualmente começam no centro as reações de fusão nuclear do Hélio em Carbono e Oxigénio.

Saída da sequência principal:

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http://apod.nasa.gov/apod/ap010729.html

Nesta faase as estrelas são instáveis, ejetando para o espaço op gás das suas camadas mais externas. Forma-se, assim, uma Nebulosa Planetária.

No centro fica uma anã branca(núcleo da estrela onde já não ocorrem reações nulceares).

Como exemplo temos a Nebulosa do Anel (M57).

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A densidade de uma anã branca é da ordem de

(cerca de um milhão de vezes a densidade da água).

O limite máximo de massa para uma anã branca é1.4 massas solares(limite de Chandrasekhar).

Em termos de tamanho uma anã branca tem um raio comparável ao da Terra.

O Sol daqui por cerca de 5000 milhões de anos passará pela fase de gigante vermelha dando depois origem a uma

anã branca rodeada por uma nebulosa planetária.

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https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l6_p5.html

Nas estrelas de massa inicial superior a 8 massas solaresa região central acaba por exceder o limite de 1.4 massas solares. Nestes casos não se forma uma anã branca.

Sucedem-se reações de fusão nuclear que formam elementos cada vez mais pesados: Carbono, Oxigénio, Néon, Magnésio, Silício e Ferro.

A radiação libertada faz expandir as camadas mais externas da estrela dando origem a uma supergigante vermelha.

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O colapso gravitacional da região central de ferro ocorre em cerca de 1s. A fusão nuclear do ferro consome energia. Agora não existe forma de equilibrar as camadas circundantes da estrela que, assim, se precipitam para o interior a grande velocidade.

Do processo resulta uma enorme onda de choque que se propaga para o exterior levando a uma explosão violenta da estrela: supernova

Supernova 1987a

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Da explosão da supernova fica uma nebulosa designada por Resto de Supernova(SNR) e no centro pode ficar: uma estrela de neutrõesou um buraco negro. Tudo depende da massa da região central no final ser suficiente ou não (se for superior a 3 massas solares temos um buraco negro).A SNR Cassiopeia-A observada na banda

dos raios X

http://apod.nasa.gov/apod/ap020824.html

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Evolução de um estrela em função da sua massa inicial (Mi):

Mi < 0.01 Ms - não consegue faser a fusão nuclear do H em He (anã castanha)

0.01Ms < Mi < 0.08Ms - atinge a fase de sequência principal mas ainda não sabemos o que vem a seguir. Ainda nenhuma delas atingiu a fase final da sua vida.

0.08Ms < Mi < 8Ms - anã branca + nebulosa planetária

8Ms < Mi < 200Ms - estrela de neutrões ou buraco negro

Mi > 200 Ms - desintegra-se antes de atingir a fase de sequência principal.

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A maior parte das estrelas faz parte de Sistemas bináriosou até de multiplicidade superior:

Binários Aparentes (ópticos) – as duas estrelas estão apenas na mesma linha de visão mas não têm qualquer relação entre si.

Binários Visuais– conseguimos ver as duas estrelas.

Binários Espetroscópicos – não conseguimos ver as duas estrelas mas sabemos que estão lá....

Sistemas binários

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Binário visualSistema binário 70 Ofiúco com período próximo de 88 anos.


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Binário espetroscópico

A partir do espetro podemos deduzir que estamos perante um sistema binário:


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Binário eclipsantesSe o plano orbital do sistema binário estiver de frente para nós então podemos observar eclipses que podem ser totais ou parciais.

Da curva de luz resultante de um eclipse podemos obter informação sobre as órbitas, os raios das estrelas, as suas massas, atmosferas, composição, .....


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Binário próximo - sistema binário em que as estrelas estão de tal forma próximas uma da outra que as forças de maré são capazes de alterar a própria estrutura de cada uma das estrelas.

Binário próximo

http://nrumiano.free.fr/PagesU/Elexique.html

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Beta-Lyra é um exemplo de um binário próximo com eclipses.

Existe transferência de matéria da estrela maior para a mais pequena em torno da qual se forma um disco de agregação de matéria. A curva de luz revela a existência do disco.

http://user.physics.unc.edu/ evans/pub/A31/Lecture18-Stellar-Evolution/

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Gigante vermelha + anã branca - se a transferência de matéria entre a gigante vermelha e a anã branca for gradual então podem ocorrer ocasionalmente explosões termonucleares, designadas por Novas, sobre a anã branca. Se a massa da anã branca ultrapassar 1.4 massas solares então existe uma explosão que desintegra completamente a anã branca. Temos uma Supernova do tipo Ia (observável a grandes distâncias)

http://chandra.harvard.edu/photo/2001/v1494aql/

A luminosidade das Supernova do tipo Ia é bem conhecido pelo que estas podem ser utilizadas para determinar distâncias

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Estrelas variáveisCefeides –estrelas variáveis que apresentam uma relação entre o seu período de pulsação e a respetiva luminosidade(ou magnitude absoluta). Sabendo o período de uma Cefeide e o seu brilho aparente podemos assim determinar a sua distância.

http://zebu.uoregon.edu/~soper/MilkyWay/cepheid.html

RR Lyrae - São estrelas velhas que já consumiram todo o hidrogénio. Com a fusão do hélio já não se atinge um bom equilíbrio hidrostático pelo que estas estrelas apresentam pulsações. Todas as RR Lyrae têm a mesma magnitude absoluta pelo que são um bom indicador para o cálculo de distâncias.

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