movimento próprio de estrelas formação e evolução estágios...

Verão em projecto – CAUP - 2017

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Movimento próprio de estrelas Formação e evolução

Estágios finais na evolução de estrelas Enxames

João Lima

[email protected]

Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Centro de Astrofísica

Departamento de Física e Astronomia, FCUP

U.Porto


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Resumo

• Como medir a velocidade de um astro relativamente a nós? • Movimento intrínseco de uma estrela • Efeito Doppler

• Formação e evolução inicial de estrelas

• A estrela na sequência principal. • Evolução pós-sequência principal • Anãs brancas, estrelas de neutrões e buracos negros • Enxames de estrelas


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Como medir a velocidade de um astro

relativamente a nós?


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Movimento intrínseco de uma estrela (ou seja, não relacionado com a rotação do céu noturno)

A velocidade intrínseca de uma estrela pode ser decomposta em 2 componentes:

rV

TV

Velocidade radial

Velocidade transversal

© Karttunen et al

Como se determina, observacionalmente, cada uma destas 2 componentes?


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Efeito Doppler no som


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Efeito Doppler na luz


lab

r

c

V

labobs

0 0 rV redshift – a estrela afasta-se

0 0 rV blueshift – e estrela aproxima-se

Velocidade radial determinada pelo

Efeito Doppler na luz recebida da estrela

7

As estrelas tanto podem ter redshift como blueshift. As galáxias distantes só podem ter redshift.

Verão em projecto – CAUP - 2017 8


Velocidade transversal

dVT 74.4

movimento próprio da estrela

é o ângulo varrido pela estrela ao

longo de um ano, por ação da sua

velocidade transversal

TV dano/'' emkm/s em pc em

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Formação e evolução inicial de estrelas


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Onde nascem as estrelas?

Nuvem molecular Barnard 68


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14

O processo físico fundamental na formação estelar é a contração gravitacional (auto-gravidade)


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As estrela nascem nos locais mais frios do Universo


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17

https://www.youtube.com/watch?v=YbdwTwB8jtc




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A estrela na sequência principal

Evolução pós-sequência principal


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Estrutura interna do Sol


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No seu núcleo, o Sol transforma 600 000 000 000 kg de Hidrogénio em Hélio, em cada segundo Nessa reacção, apenas 0.7% da massa de Hidrogénio não é transformada em Hélio mas em energia Tal é sufuciente para manter a Sol a brilhar.

Enquanto o Sol tiver Hidrogénio no seu núcleo central vai se manter como uma estrela em equilíbrio

(na sequência principal do diagrama HR)


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Quanto dura a fase de vida de uma estrela na sequência principal?

Tempos de evolução em milhões de anos

© Karttunen et al


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

Evolução pós sequência principal

Evolução de uma estrela de 1 massa solar




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Para uma estrela de 30 massas solares

© Karttunen et al

Estrutura em camadas de um estrela evoluída com 30 massas solares. Estas camadas com diferentes composições estão separadas umas das outras por conchas de fusão dos vários elementos.


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Anãs brancas

estrelas de neutrões

buracos negros


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Estágios finais de evolução de uma estrela

À esquerda, nebulosa planetária com uma anã branca no centro. À direita, remanescente de supernova com um pulsar (estrela de neutrões) no centro.


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© Karttunen et al

Sírius B (esquerda) e Sírius A (direita) no visível o nos raios-x.

Anãs brancas

SolCh 4.1 MMM

A Massa de Chandresakhar é um limite superior para a massa de uma anã branca

Um estrela constituída por carbono e oxigénio de alta densidade, no estado de matária degenerada. Tem dimensões próximas da dimensão da Terra.


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Estrelas de neutrões

Um estrela com Massa superior à Massa de Chandresakhar e densidade tal que o gás de neutrões é completamente degenerado e relativístico. Tem dimensões da ordem de 10 km.


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Buracos negros Se a massa do núcleo central exceder um dado limite (Oppenheimer-Volkoff) não vai ser atingido nenhum estado de equilíbrio e o colapsar vai continuar indefinidamente num buraco negro. É negro pois nem a luz tem velocidade suficiente para escapar ao seu campo gravítico imenso. Usando a definição de velocidade de escape demonstra-se facilmente que esta é superior à velocidade de luz se o raio for inferior ao raio crítico chamado raio de Schwarzschild.

© Karttunen et al

2

2

c

GMRS

Para a massa do Sol obtemos um raio de Schwarzschild de cerca de 3 km. Mas como o Sol nunca colapsará num buraco negro, o raio dos buracos negros mais pequenos está entre 5 e 10 km.

O horizonte do acontecimento limita a superfície a partir da qual nenhuma informação consegue escapar do buraco negro.


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Quando dois buracos negros mergem


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Produzem Ondas Gravitacionais

https://www.ligo.caltech.edu/video/ligo20160211v1

Previstas por Einstein em 1916, como consequência da Teoria da Relatividade Geral (que é uma teoria de gravitação)

Detetadas pelas primeira vez em 2016




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Enxames de estrelas


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Enxames abertos (ou galáticos) de estrelas

Estes enxames de estrelas contêm entre algumas dezenas e algumas centenas de estrelas jovens. Estas estão razoavelmente separadas umas das outras e podem, normalmente, se resolvidas.

Pleiades


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Enxames globulares (ou fechados) de estrelas

Estes enxames de estrelas contêm cerca de 105 estrelas velhas. Estes enxames evidenciam uma distribuição esférica de estrelas, com grande concentração destas em direção ao centro do enxame, e com elevadas densidades espacias de estrelas.

Enxame globular M92.

São de entre os objetos mais velhos na Via Láctea e são cruciais para o estudo da evolução estelar. Há cerca de 150-200 enxames globulares na Galáxia.

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