Estrelas – Parte I

Victoria Rodrigues victoria_souzarodrigues@hotmail.com

10/05/14

Parte I O que são? Nascimento estelar; Evolução

Parte II Evolução:

Estrelas maiores que o Sol; Aglomerados estelares; Estrelas Binárias Gigantes Vermelhas; Supergigantes Vermelhas; Nebulosas Planetárias; Supernovas

Sumário

O que são estrelas?

O que são estrelas?

Dicionário:

“Estrela é um astro que tem luz e calor próprio e que apresenta um brilho cintilante; nome comum aos astros luminosos que mantêm praticamente as mesmas posições relativas na esfera celeste, e que, observados a olho nu, apresentam cintilação.”

Essa é uma definição realmente precisa?

Movimento aparente de Marte: não é um “ponto fixo” em um curto espaço de tempo.

O que são estrelas?

• Bola massiva e brilhante de gás quente, mantida íntegra pela gravidade.

• Fonte de energia: fusão nuclear interior.

• Nasce pela contração de uma nuvem de gás interestelar.

O que são estrelas?

• Uma estrela é um corpo gasoso no interior do qual estão ocorrendo reações de fusão nuclear que transformam elementos químicos de peso atômico menor em elementos de peso atômico maior.

Pontos importantes

• As estrelas, sem exceção, nascem, vivem e morrem!

• A vida de uma estrela acaba quando não há mais combustível para que ocorra a fusão nuclear.

• Quanto mais alta a massa de uma estrela, mais curta é a sua vida (anti-intuitivo)

• Todas nascem de forma semelhante, porém a vida e morte de cada estrela dependem principalmente de sua massa.

http://apod.nasa.gov/apod/ap140306.html

Nuvem molecular de formação estelar

Pontos importantes

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

Pressão Interna Gravitação

Gravitação

Gravitação

Gravitação

Pontos importantes

• Gravidade e pressão balanceadas => equilíbrio hidrostático

• O que ocorre quando transformações dentro da estrela fazem com que a pressão interna ou a gravidade predomine?

– A estrela irá expandir ou contrair até atingir novamente um equilíbrio. (podem ocorrer mudanças significativas de tamanho, brilho e cor).

Pontos importantes

Nascimento Estelar

Nascimento de um aglomerado estelar: http://www2.uol.com.br/sciam/noticias/telescopio_spitzer_registra_bolhas_de_estrelas_jovens.html

Gás e poeira interestelar

• Meio interestelar => combinação do gás e das partículas microscópicas de poeira encontrados no “espaço entre as estrelas” (interestelar).

• Estrelas se formam a partir de nuvens negras de gás e poeira interestelar (nebulosas);

Nebulosas negras

Como nasce uma estrela?

1) Nuvem densa e fria de gás e poeira começa a colapsar (cair sobre si mesma devido à gravidade)

2) Energia potencial gravitacional é transformada em energia térmica: a nuvem se esquenta

3) Seu núcleo torna-se denso e quente o bastante para iniciar reações nucleares

4) A geração de energia interrompe a contração e a estrela entra em equilíbrio hidrostático => nasce uma estrela na sequência principal

Estágios da formação estelar

Região de formação estelar em Orion: http://apod.nasa.gov/apod/ap140403.html

Estágio 1: Fragmentação e contração de uma nuvem

Em geral, as nuvens interestelares estão em equilíbrio hidrostático.

Para que o colapso ocorra, as nuvens devem sofrer algum tipo de perturbação externa.

Uma grande nuvem molecular (como Órion) passa por dois processos antes de formar uma estrela:

1) Fragmentação: nuvem fragmenta-se em pedaços menores com densidades médias maiores

2) Contração (colapso): fragmentos tornam-se instáveis gravitacionalmente e colapsam, formando estrelas.

Estágio 2: colapso de um fragmento

• Por que um fragmento começa a colapsar?

Uma perturbação aleatória produz uma região de maior densidade => ação gravitacional e pressão aumentam.

Se Fg > Fpressão => ocorre o colapso.

O processo de contração, em geral, está associado a perturbações externas:

- Supernovas (explosões)

- Colisões entre nuvens

- Ondas de pressão de estrelas quentes (tipo O)

Condições para o colapso gravitacional

1902: Sir James Jeans estudou quais as condições para o colapso gravitacional.

Ele determinou que se uma nuvem com determinada densidade e temperatura tiver uma massa maior do que certo valor (MJ), ela entrará em colapso.

Se a temperatura T é grande, a pressão é grande, portanto uma massa maior é necessária para haver o colapso.

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

Massa de Jeans

Processo de colapso e fragmentação

Para cada um dos fragmentos de uma nuvem:

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

• Se M for da ordem de 10^4 a 10^5 Msol, a nuvem se fragmentará em vários pedaços, cada qual formando uma estrela => aglomerado estelar

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

Estágio 3 - protoestrela

• Após ~10^6 anos: região central da nuvem torna-se uma protoestrela com um disco protoestelar em volta.

• O disco protoestelar é o local de formação de possíveis planetas.

Imagem do HST de um disco protoestelar na Grande Nebulosa de Órion.

IRAS 20324+4057

http://apod.nasa.gov/apod/ap130904.html

Protoestrela – “feto de estrela”

• Protoestrelas: fragmentos que virão a se tornar estrelas.

• Dentro da protoestrela:

- Começa a crescer o número e a intensidade dos choques entre as partículas da protoestrela.

- Aquecimento da nuvem => emissão de luz e energia

- Forma de menor energia: forma esférica

Pressão interna surge

Aumento de temperatura

Começa a fusão nuclear => Nasce uma estrela (na sequência principal)!!!

Evolução de uma protoestrela

Após alguns milhares de anos de contração, uma protoestrela de 1 Msol terá uma fotosfera com T ~ 2000 a 3000 K mas com um raio 20 vezes maior do que o Sol.

Por esse motivo, apesar de mais fria, a protoestrela será muito mais brilhante que o Sol => não conseguimos ver este tipo de estrela pois ela se encontra em meio à nebulosa negra.

Qual a fonte de energia da protoestrela?

Energia potencial gravitacional, que é convertida em energia térmica no processo de colapso.

Evolução de uma protoestrela

• A protoestrela atrai matéria da nebulosa

• A temperatura em seu centro fica alta o suficiente para haver fusão termonuclear do H em He => nasce uma estrela

• A massa cai continuamente na estrela => formação de um disco

• Fortes ventos estelares

• A jovem estrela ejeta massa ao espaço em jatos bipolares (estágio T-Tauri), deslocando o restante da nebulosa => torna-se visível

• Estabilização da jovem estrela => equilíbrio hidrostático => estrela da sequência principal.

Obs: A massa ejetada no estado T -Tauri pode induzir choques entre partículas => surgimento de novas protoestrelas.

Protoestrela

A evolução estelar

• O destino de uma estrela depende primeiramente de sua massa.

• Após atingir a sequência principal, a aparência de uma estrela se altera pouco durante a maior parte de sua vida.

• Ao fim da sequência principal, a estrela começa a ficar sem combustível e morre => grandes mudanças.

• A morte de uma estrela enriquece o espaço com elementos mais pesados.

Relação massa x evolução

A evolução estelar

A evolução de uma estrela como o Sol

A evolução de uma estrela como o Sol

• A composição da estrela sofre mudanças.

• Quanto mais perto do núcleo, maior a temperatura => mais rápido a queima de H => Quantidade de He aumenta mais rapidamente.

Cadeia próton-próton

E = m c²

Em estrelas maiores, há também a fusão de H em He ocorrendo por ciclo CNO.

A evolução de uma estrela como o Sol

No núcleo: fusão de H => He é produzido até a queima de todo o H presente.

• O núcleo é composto basicamente de He, que não queima por não ter ali temperatura suficiente para isso.

• Sem queima => Sem produção de gás => A pressão interna diminui gradativamente => A pressão gravitacional vai “ganhando” então o núcleo de He se contrai.

• Essa contração libera energia gravitacional, fazendo a temperatura do núcleo aumentar => começa a fusão de H da camada seguinte cada vez mais rápido

A evolução de uma estrela como o Sol

Essa camada de H é conhecida como “concha de hidrogênio”.

A evolução de uma estrela como o Sol

• A queima de H da concha gera mais energia do que a queima de H no núcleo.

• A energia continua a aumentar enquanto o núcleo se contrai.

• Queima de H => responsável por criar uma pressão que aumenta o raio

das camadas mais externas que não queimam H => expansão do envelope externo.

• O núcleo continua a se contrair e ter a sua temperatura aumentada.

• A temperatura da superfície da estrela cai continuamente.

A evolução de uma estrela como o Sol

O núcleo vai se

contraindo

O envelope vai se

expandindo

A evolução de uma estrela como o Sol

• Ao atingir o estágio 7, a estrela deixa a sequência principal e entra no Ramo de Subgigantes.

• Ainda há expansão do envelope externo e diminuição de temperatura, mas há aumento da luminosidade da estrela.

• Ao passar para o estágio 8, a estrela já possui um raio 3 vezes maior que o do Sol, mas continua crescendo.

A evolução de uma estrela como o Sol

• Entre os estágios 8 e 9: a estrela praticamente mantém sua temperatura => sua luminosidade aumenta quase que subitamente.

• Esse período é chamado de Ramo das Gigantes Vermelhas.

A evolução de uma estrela como o Sol

A evolução de uma estrela como o Sol

• Após muitos anos de contração do núcleo e expansão do envelope => A temperatura para a fusão de He é atingida (10^8 K).

• Hélio se funde formando Carbono.

• O núcleo não consegue mais responder rápido o suficiente para mudar suas condições internas => Aumento brusco de temperatura caminhando para uma explosão => helium flash.

A evolução de uma estrela como o Sol

• Helium flash: por algumas horas o hélio queima ferozmente, até o núcleo se expandir devido à energia liberada => mesma massa, maior volume => densidade cai => equilíbrio restaurado.

• Com a expansão, há o resfriamento do núcleo => redução de energia => luminosidade cai (estágio 10).

• O envelope se contrai.

A evolução de uma estrela como o Sol

• Volta a aumentar a temperatura da superfície

• Estágio 10: a estrela queima He de forma estável no núcleo + continua fundindo H da concha (Ramo Horizontal).

• A posição exata da estrela nessa seção do gráfico é determinada por sua massa naquele momento => a temperatura varia de estrela para estrela, mas a luminosidade é praticamente a mesma para todas neste estágio.

A evolução de uma estrela como o Sol

• Reações no interior de uma estrela aumentam sua velocidade com o aumento da temperatura => He acaba mais rápido.

• Hélio queimando libera carbono => o núcleo vai ficando cada vez mais carbônico.

Processo triplo-alfa

A evolução de uma estrela como o Sol

• Esgotamento de hélio => só sobra carbono no núcleo.

• Não há temperatura suficiente para a fusão do carbono.

Força gravitacional > Pressão interna

• Núcleo interno novamente se contrai => aumento da temperatura do núcleo.

• O hélio e o hidrogênio das camadas mais externas são queimados com maior rapidez.

A evolução de uma estrela como o Sol

A evolução de uma estrela como o Sol

• O envelope se expande novamente, mas dessa vez mais do que no primeiro estágio de gigante vermelha.

• Estágio 11: a estrela se torna novamente uma gigante vermelha, mas ainda maior.

• Alta luminosidade e grande raio.

• Gigante do Ramo Assintótico (estágio 11).

Porém, estudos mais atuais preveem que o Sol não passará da órbita de Vênus na fase de Supergigante Vermelha.

Morte de uma estrela como o Sol

• Estágio 11: núcleo interno continua a se contrair devido à temperatura insuficiente para a queima de carbono => menor energia, menor pressão interna => pressão gravitacional maior.

• Se a temperatura central se tornasse alta o suficiente para a fusão e carbono => geração de energia => logo o núcleo se tornaria estável , cessando a contração.

• Para estrelas de massas próximas à solar => a massa não é suficiente para suportar o tempo necessário até atingir a temperatura necessária para a queima de carbono.

Estrela está próxima do fim de sua vida

A evolução estelar

Morte de uma estrela como o Sol

Estágio 12:

• Não há queima de carbono;

• O hidrogênio e o hélio das camadas mais externas são queimados rapidamente ;

• Intensa radiação provinda das camadas internas.

• Estrela começa a se “despedaçar” => camadas mais externas começam a se perder no espaço => a estrela perde todo o seu envelope.

Morte de uma estrela como o Sol

A antiga gigante vermelha se separa em duas partes:

1) O núcleo, agora exposto, muito quente e brilhante.

2) Rodeando o núcleo, uma nuvem de gás e poeira (o antigo envelope).

Morte de uma estrela como o Sol

• Conforme o núcleo queima todo o seu combustível => aquece e se contrai.

• O núcleo se torna tão quente que a radiação ultravioleta produzida ioniza partes da nuvem que o cerca.

Nebulosa Planetária

Nebulosas Planetárias

Núcleo

Nebulosa do Anel (M57) – constelação de Lira.

Nebulosas Planetárias

Nebulosa planetária Abell 39

Nebulosas Planetárias

Nebulosa Olho de Gato

Morte de uma estrela como o Sol

• O carbono e o hélio não queimados são liberados para o meio interestelar e podem fazer parte da nova geração de estrelas.

• Esses elementos são transferidos por convecção para a nebulosa e se perdem no espaço com ela => enriquecem o meio interestelar quando essa nebulosa escapa.

Morte de uma estrela como o Sol

• Nebulosa escapa => o núcleo carbônico se torna visível.

Núcleo:

• Muito pequeno;

• Seu brilho se deve apenas à sua temperatura, não a reações.

• Superfície de aparência branca.

Estágio 13: anã branca

Anãs Brancas

Anãs Brancas

Continuamos na próxima aula...

Vídeos interessantes

• https://www.youtube.com/watch?v=0m47jSvr6OE (Série “O Universo” - Vida e Morte de uma Estrela)

• https://www.youtube.com/watch?v=Mhj8zjnjSy0 (Série “Cosmos” – As Vidas das Estrelas)

Agradecimentos

• Ao professor Pieter e a Thays Barreto pelo material das aulas.

• Próxima aula (24/05): Estrelas – Parte II

Obrigada!!!