ESTRELASFORMAÇÃO, VIDA E MORTE

JONATHAN T. QUARTUCCIO

Podemos contar cerca de 3000 estrelas a olho nu. Mas esse valor não chega nem perto da quantidade de estrelas em toda a nossa galáxia (algo entre 200 bilhões e 400 bilhões).

Mas as estrelas são todas iguais?

As estrelas são objetos distintos uns dos outros. Suas propriedades observacionais (massa, luminosidade, raio e temperatura) nos fornecem essas diferenças.

10−1MSol < MEstrela < 70MSol

10−4LSol < LEstrela < 106LSol

10−2RSol < REstrela < 103RSol

103K < Temperatura da Superfície < 105K

Gliese 623Massa 10 vezes menor que a do Sol60000 mais fraca25 anos-luz de distância

Pistol StarCerca de 100 a 200 massas Solares.

A nebulosa em torno consiste de material ejetado pela estrela.

25000 anos-luz de distância

1911 – O dinamarquês Ejnar Hertzsprung fez um gráfico relacionando a luminosidade da estrela com as temperaturas que elas apresentavam. 1914 – O norte-americano Henry Norris Russel faz um gráfico semelhante independente de Hertzsprung, e obtém os mesmos resultados.

A maior parte de suas vidas, as estrelas permanecem na sequência principal. Isso quer dizer que essas estrelas estão convertendo hidrogênio em hélio através de reações nucleares.O diagrama H-R nos fornece a relação entre a luminosidade de uma estrela com seu raio e sua temperatura através da relação

𝐿~𝑅2𝑇4

A Classificação Espectral

O – Azul e VioletaB – Branca e AzulA – BrancaF – Branca e AmarelaG – AmarelaK – LaranjaM – Vermelha e Laranja

Intensidades diferentes levaram a criação de subclasses de classificação, enumeradas de 0 a 9. Por exemplo: classe G6.

Como as estrelas se formam?- No interior de nuvens

moleculares densas, gigantes e frias.

- A nuvem começa a colapsar devido a sua própria gravidade.

- Gravidade mais intensa na região central faz com que as partes internas sejam mais quentes que as externas.

- PV = nRT (aumenta T aumenta P).

- “Duas” forças agindo na estrela: pressão interna (expansão) e gravitacional (contração).

- Equilíbrio hidrostático.

Devido a existência de um equilíbrio hidrostático na estrela, podemos estuda-la através de equações envolvendo fluidos (densidade 𝜌, pressão 𝑃, velocidade 𝑣, etc.). Se analisarmos uma função, a sua derivada, movendo-se com velocidade 𝑣 ao longo de um caminho, então fazemos isso através da derivada Lagrangiana (que pode ser aplicada a qualquer estudo envolvendo fluido):

𝐷

𝐷𝑡≡

𝜕

𝜕𝑡+ 𝑣 ∙ 𝛻

A Equação de continuidade:

𝜕𝜌

𝜕𝑡+ 𝛻 ∙ 𝜌 𝑣 = 0

Essa equação nos fornece a razão da variação da densidade de massa em um determinado elemento fluindo no gás. Se definirmos o volume específico como 𝑉 = 1/𝜌, teremos:

1

𝑉

𝐷𝑉

𝐷𝑡= 𝛻 ∙ 𝑣

A equação do movimento

𝜕 𝑣

𝜕𝑡+ 𝑣 ∙ 𝛻 𝑣 + 2𝜔 × 𝑣 = −

1

𝜌𝛻𝑃 − 𝜔 × 𝜔 × 𝑟 + 𝑓

Aqui, 𝑓 representa as forças por unidade de massa. Podemos analisar três maneiras onde temos uma contribuição dessas forças.

1° A gravidade

𝑔 = 𝛻𝜙𝐺 Onde 𝜙𝐺 é o potencial

A densidade de massa obedece a Equação de Poisson

𝛻2𝜙𝐺 = −4𝜋𝐺𝜌

Podemos expressar o termo da força centrífuga através do potencial rotacional

𝜙𝑅 = −1

2(𝜔 × 𝑟)²

𝛻2𝜙 = −4𝜋𝐺𝜌 + 2𝜔²

2° A força ocasionada pela presença de um campo magnético 𝐵

𝑓 = −1

8𝜋𝑐𝛻𝐵2 +

1

4𝜋𝑐(𝐵 ∙ 𝛻)𝐵

3° A força ocasionada pelas fricções, ou forças de viscosidade.

As Estrelas T-Tauri

Objetos Herbig-Haro

O disco em torno de uma estrela em formação vai sendo atraído em direção à estrela. Isso aumenta a massa da estrela. Mas boa parte desse material que cai na estrela também pode ser lançado para fora dela em forma de jatos. Esses jatos se movem com velocidade de cerca de 300 quilômetros por segundo. Os jatos aquecem a nebulosa em volta da estrela. Chamamos esses jatos de matéria de objetos Herbig-Haro.

A Sequência Principal

- Fase T-Tauri apresenta contração lenta. - Aumento da temperatura na região central.- Após alguns milhões de anos, a temperatura na região central

atinge valor na ordem de 107 K. - Reações nucleares envolvendo hidrogênio se iniciam.

Reações Nucleares

- Fissão Nuclear

𝑧𝑀𝐴 → 𝑧1𝑀𝐴1 + 𝑧2𝑀

𝐴2

- Fusão Nuclear

𝑧1𝑀𝐴1 + 𝑧2𝑀

𝐴2 → 𝑧𝑀𝐴

Uma estrela pode se formar a partir de uma região com elementos mais pesados (como carbono, silício, etc.) ou numa região contendo predominantemente hidrogênio. Numa região com mais hidrogênio do que outros elementos, temos o processo cadeia próton-próton. Se temos elementos mais pesados, temos o processo ciclo carbono-nitrogênio.

Permanência na Sequência Principal

Gigantes e Supergigantes

- PV = nRT- Reações próton-próton diminuem o número de partículas na

região central das estrelas (logo a pressão diminui).- Força gravitacional mais intensa.- Aumento da luminosidade.- O aumento na liberação de energia empurra o envoltório da

estrela para fora. - Núcleo se contrai, atmosfera se expande. Temperatura diminui. - Uma parte residual de hidrogênio (uma concha no núcleo) sofre

reações nucleares e a estrela volta a se expandir. - Temperatura interna pode atingir 30000 K e a superfície 4000 K

(estrela fria).- Cerca de 200 vezes maior que o tamanho original.

O Núcleo da Gigante Vermelha

À medida que o núcleo contrai, a densidade nessa região aumenta. Mas o princípio da exclusão de Pauli, diz que dois elétrons não podem ocupar simultaneamente estados idênticos de energia. Como a densidade é alta, todos os níveis de energia mais baixo já estão ocupados. Então, na região central dessas estrelas os elétrons estão degenerados. Temos a matéria degenerada. Quando ela atinge esse estado, a matéria apresenta peculiaridades:- Níveis mais baixos de energia todos ocupados.- Intensas explosões ocorrem no interior da estrela.

O fim da vida dessas estrelas gigantes dependem da massa que elas possuem.

- Se M < 0.8MSol

- Contração muito lenta continua- Temperatura central aumenta- Superfície se expande (gigante se torna supergigante)- Expansão contínua ejeta o envoltório da estrela pelo espaço- A estrela se torna uma nebulosa planetária

- 0.8MSol < M < 3MSol

- Núcleo contrai e aquece bastante- Núcleo sólido (hélio tipo metal)- Ao atingir a temperatura central na ordem de 108 K, uma nova

reação nuclear surge- Reação envolvendo Hélio (Triplo-Alfa)

- Violenta explosão no interior da estrela- Núcleo se torna de gás hélio- Nova contração e novamente o processo Triplo-Alfa.- Núcleo de Carbono- Nebulosa Planetária- Destino do Sol

- 3MSol < M < 10MSol

- Formação de núcleo de carbono- Núcleo continua a contrair e aquecer- Temperatura na faixa 109 K inicia reações nucleares do carbono

- Núcleo sólido de carbono- Explosão do núcleo (flash de carbono)- A estrela pode, então, explodir sem deixar nenhuma estrela residual (Supernova

tipo II)- A estrela explode mas deixa uma estrela residual (estrela de nêutrons)

- M > 10MSol

- Produção de elementos químicos mais pesados

- Se M > 20MSol

Estrelas de grande massa podem:- Explodir sem deixar estrelas residuais- Explodir e deixar uma estrela residual (estrela de nêutrons)- Colapsar formando um buraco negro

TODO ELEMENTO PESADO QUE EXISTE NO UNIVERSO FORAM FABRICADOS NO INTERIOR DE ALGUMA ESTRELA SUPERGIGANTE. EXISTIMOS PORQUE, EM ALGUM MOMENTO, UMA ESTRELA DA NOSSA VIZINHANÇA EXPLODIU, LANÇANDO O MATERIAL NECESSÁRIO PARA PRODUZIR O SISTEMA SOLAR.

As Estrelas Variáveis

- Após deixarem a sequência principal as estrelas se tornam gigantes.

- A temperatura começa a variar ao longo do tempo.

- Ao cruzar a chamada faixa de instabilidade no diagrama H-R, a estrela muda seu tamanho e luminosidade periodicamente.

- Mas como isso ocorre?

- Camadas em expansão.- Liberação de energia armazenadas nas camadas.- Essa liberação faz a superfície da estrela se expandir rapidamente

(ultrapassando a posição de equilíbrio).- Em determinado momento, a força da gravidade detém a expansão. - A estrela começa a contrair.- Zonas de ionização são comprimidas (absorvem energia).- A pressão interna aumenta.- Nova fase de expansão.

Estrelas Variáveis Cefeidas

- Quando pulsam, mudam seu o seu raio em cerca de 5% a 10%.

- Cefeidas tipo I: possuem uma rica composição química- Variam o brilho num período de 1 a 70 dias- Cefeidas tipo II: podem variar o brilho em apenas 5 dias.

Estrelas Variáveis RR Lyrae

- Variações luminosas em períodos mais curtos do que um dia.- Estrelas gigantes brancas (tipo A)- São mais velhas e tem mais massa que as Cefeidas - Embora variem, não estão na faixa de instabilidade do diagrama H-R

Variáveis Mira

- São estrelas de longos períodos de variação (80 a 1000 dias)- São estrelas gigantes vermelhas e frias (superfície em torno de 3700 K)

Variáveis RV-Tauri

- São estrelas gigantes de tipo G e K- Seus períodos variam de 40 a 220 dias

Estrelas Variáveis Eruptivas

- Tipo U Geminorum- Ocorrem rápidas erupções- Aumento de magnitude (5 ordens) em apenas uma noite

- Tipo R Coronae Borealis- Pobres em hidrogênio - Ricas em carbono- Brilho diminui

Nebulosas Planetárias

Embora não pareça, a estrela residual não é essa brilhante que aparece na imagem. A estrela residual, que originou essa nebulosa, é a pequena e fraca estrela que aparece logo acima da estrela maior.

Limite de Chandrasekhar

Se uma estrela central de uma nebulosa planetária tem massa menor do que 1,4 massas solares ela evolui, tornando-se cada vez mais degenerada e finalmente se estabiliza como uma estrela anã branca.

Sirius-A e sua companheira anã branca Sirius-B.

A Supernova

Estrelas supergigantes apresentam um núcleo de ferro e temperaturas elevadas em seu centro. Essas altas temperaturas ocasionam a seguinte reação:

Esse é o processe de fotodesintegração. Ele destrói tudo o que a estrela levou a vida toda para construir. Isso ocasiona um colapso na estrela. O núcleo alcança um tamanho de 10 quilômetros e uma densidade da ordem de 200 milhões de toneladas por centímetro cúbico. Ocorre a chamada degeneração de nêutrons.

Todo o envoltório da estrela está caindo em direção ao centro. O material externo da estrela irá ricochetear no núcleo endurecido (esse é o processor de bounce). Esse ricochete ocasionará uma onda de choque para fora da estrela. Ocorre a supernova!

Uma supernova do tipo I (Nova) ocorre em sistemas binários, onde uma estrela é uma anã branca e a outra é uma gigante vermelha. A anã branca atrai matéria da gigante vermelha, formando um disco de acréscimo. A matéria que vai caindo em direção à anã branca vai aumentando a sua massa. Quando a massa supera o limite de Chandrasekhar, a estrela colapsa.

Estrelas de Nêutrons

SGR 1900+1 é um poderoso Magnetar. Possui o campo magnético mais intenso conhecido na nossa galáxia. Seu campo magnético é cerca de 1 000 000 000 000 000 mais intenso que o da Terra.

Os aglomerados

Comparando tamanhos

UY Scuti é considerada a maior estrela já descoberta, com um raio de 1708 ± 192 raios solares.

https://pt.wikipedia.org/wiki/Lista_das_maiores_estrelas_conhecidas