Nascimento, vida e morte das estrelas

Alan Alves BritoProfessor Adjunto

O que é uma estrela?

Manchas brancas na nuvem escura: regiões de formação estelar recente

A nuvem é escura onde a luz é bloqueada pelos grãos de poeira

“Berçários” Estelares

Uma nuvem de gás, feita principalmente de H e He

O núcleo é tão quente e denso que fusão nuclear pode ocorrer (de onde vem a energia que faz com que a estrela brilhe)

A fusão converte elementos leves em elementos mais pesados (isso é o que produz os elementos mais importantes do corpo humano)

Luminosidade:

Brilho da estrela; a quantidade de energia produzida no centro da estrela

Cor:

Temperatura superficial da estrela

Rigel

Medimos a luminosidade de um objeto do dia a dia em Watts.

Quão brilhante é uma lâmpada?

10-20W

Por comparação, o que emana do Sol:

380,000,000,000,000,000,000,000,000 Watts

ou 3.8 x 1026 Watts

Nós medimos a luminosidade de outras estrelas tendo o Sol como referência

Unidades de Luninosidade

- A temperatura eh medida em Kelvin.

- A escala de temperatura Kelvin e a mesma escala Celsius mas começa de -273o.

0 K (ou -273oC) e conhecido como “zero absoluto”

-273 oC

-173 oC

0 oC 100 oC

0 K 100 K

273 K

373 K

1000 oC

1273 K

Kelvin = Celsius + 273

Unidades de Temperatura

A cor indica a temperatura.

Estrelas vermelhas são frias; as estrelas azuis são quentes.

O Sol é amarelo, com temperatura de 5800 K.

Betelgeuse é uma supergigante vermelha, com T = 3000 K

Rigel é uma supergigante azul, com T = 12000K

Medindo a Temperatura

É um corpo gasosono interior do qualocorrem reações defusão nuclear formandoelementos mais pesados

Plasma confinado gravitacionalmente que emite radiação devido a reações termonucleares no seu interior

O que é uma estrela?

Estrela normal, típica. Pode ser estudada em detalhes.

A atmosfera solar é o que vemos. A cor amarela: temperatura Composição: H (75%), He (23%), e os metais

(2%)

O Sol

Atmosfera

Zona convectiva

Zona radiativa

Núcleo

A energía em forma de luz (fótons) é produzida no núcleo.

A energia é transportada para a superfície atravessando as camadas radiativa e convectiva, para finalmente escapar através da atmosfera solar.

Estrutura Interna do Sol

Aglomerados Estelares

Aglomerados Globulares

estrelas velhas

Aglomerados Abertos

estrelas jovens

Reações Nucleares

fusãofissão

Reações Nucleares

41H 14He

+ Energia

Número de partículas é o mesmo Massa de H > massa de He

Cadeia P-P

(a) Passo 1:

• Dois prótons (1H) colidem• 1 próton se transforma em um

neutron (azul), num neutrino e em um pósitron

• Próton e neutron forma um isótopo (2H)

• O pósitron encontra o elétron, aniquilando ambas as partículas e os convertendo em fótons de raios gama.

(b) Passo 2:

•O núcleo 2H do passo 1 colide com o 3o próton• Um isótopo de He (3He) é formado e outro fóton gama é lançado

(c) Passo 3:

•Dois núcleos 3He colidem•4He é formado e dois prótons são liberados

PT < PG

Contração

PT = PG

Equilíbrio

PT > PG

Expansão

PT = Pressão Térmica PG = Pressão Gravitacional

Des(equilíbrio)

Diagrama HR

Lu

min

osid

ad

e

(rela

tiva

ao S

ol)

1

100

10,000

0.01

0.0001

Temperatura (Kelvin)25,000 10,000 7,000 5,000 3,000

Desenhemos os eixos:• Luminosidade no eixo vertical (medida relativamente ao Sol)• Temperatura ao longo do eixo horizontal (medido em Kelvin)

Onde você colocaria o Sol no gráfico?• O Sol tem L = 1 relativo a ele mesmo e T = 5800 K

As estrelas Vega e Sirius são mais brilhantes e mais quentes que o Sol. Onde você as colocaria?

Algumas estrelas sao muito mais frias e menos luminosas, tais como a estrela mais próxima ao sol, Proxima Centauri. Onde você a colocaria?

Estas estrelas são as anãs vermelhas.

Sol

SiriusVega

Proxima Centauri

De fato, muitas estrelas podem ser encontradas em qualquer lugar ao longo desse gráfico .

Essa região é denominada SP.

Sequência Principal

1

100

10,000

0.01

0.0001

25,000 10,000 7,000 5,000 3,000

Sol

SiriusVega

Proxima Centauri

Sequência Principal

Rigel

Betelgeuse

Deneb

Arcturus

Aldebaran

Sirius B

Mas nem todas as estrelas sedistribuem ao longo da SP.Algumas, como Arcturus e Aldebaran, são muito mais brilhantes e frias que o Sol. Onde você as colocaria no diagrama no diagrama?

Estas são as gigantes vermelhas.

A estrela mais brilhante Betelgeuse é ainda mais luminosa que Aldebaran, mas é superficialmente mais fria

São supergigantes vermelhas.

Ainda mais brilhante que Betelgeuse são as estrelas como Deneb e Rigel, as quais são muito mais quentes.

São supergigantes azuis.

Algumas das estrelas mais quentes são, de fato, muito mais fracas que o Sol. Onde elas poderiam estar?

Estas são as anãs brancas como Sirius B.

Lu

min

osid

ad

e

(rela

tiva

ao S

ol)

Temperatura (Kelvin)

1

100

10,000

0.01

0.0001

25,000 10,000 7,000 5,000 3,000

Sequência Principal

Gigantes

Supergigantes

Anãs brancas

Quase todas as estrelas que vemos estão em um desses grupos mas elas trocam de grupo durante suas vidashange groups during their lives. À medida que evoluem, mudam em L e T

Isso faz com que elas mudem de posição no diagrama HR

Sol

Sirius

Vega

Proxima Centauri

Betelgeuse

Arcturus

RigelDeneb

Sirius B

Lu

min

osid

ad

e

(rela

tiva

ao S

ol)

Temperatura (Kelvin)

1

100

10,000

0.01

0.0001

25,000 10,000 7,000 5,000 3,000

Sol

O Sol tem estado na SP por bilhões de anos e permanecerá por mais alguns bilhões de anos

Eventualmente evoluirá para uma gigante, mais fria. L

um

inosid

ad

e

(rela

tiva

ao S

ol)

Temperatura (Kelvin)

1

100

10,000

0.01

0.0001

25,000 10,000 7,000 5,000 3,000

Sol

Gigante vermelha nesse ponto...

Torna-se mais quente e um pouco mais brilhante.

Lu

min

osid

ad

e

(rela

tiva

ao S

ol)

Temperatura (Kelvin)

1

100

10,000

0.01

0.0001

25,000 10,000 7,000 5,000 3,000

Sol

A fusão nuclear cessa

O Sol torna-se uma anã branca, muito menos luminosa, mas com T superficial mais quente

Lu

min

osid

ad

e

(rela

tiva

ao S

ol)

Temperatura (Kelvin)

http://hubblesite.org/gallery/wallpaper/pr2009025q/

MS

MS

MS

MS

MS

SGB

MS

SGB

RGB

MS

SGB

RGB

MS

SGB

RGB

MS

SGB

RGBHB

MS

SGB

RGBHB

MS

SGB

RGBHB

MS

SGB

RGBHB

WD

Ciclo de vida das estrelas

Ciclo de vida das estrelas: do nascimento até a morte (MASSA)

baixa massa:estrela (< 8 Msol)

alta massa:estrela (> 8 Msol)

3. Gigante Vermelha

2. Sequência Principal

4. Nebulosa Planetária

4. Anã Branca

Ciclo de vida das estrelas de baixa massa

baixa massa:estrela (< 8 Msol)

1. Nuvem Molecular

Tabela Periódica: Tabela Periódica: Estrelas de Baixa MassaEstrelas de Baixa Massa

Ferro (bilhões de anos)

Supernova Tipo Ia: sistema binário

1. Nuvem Molecular

3. SuperGiganteVermelha2. Sequência

Principal

4. Supernova

6. Buraco Negro

5. Estrela de Nêutron

alta massaestrela (> 8Msol)

Ciclo de vida das estrelas de alta massa

Ciclo CNO: elementos da vida

raio gama

Processo Triplo-Alfa

fusão do Silício

fusão do Magnésio

fusão do Neônio

fusão do Oxigênio

núcleo inerte de ferro

fusão do Carbono

fusão do Hélio

fusão do Hidrogênio

nenhuma fusão do Hidrogênio

Diâmetro: 1.6 bilhão de km

Evolução de uma estrela de 25MEvolução de uma estrela de 25Msolsol

Source: Sky & Telescope, March 2008, 26

Fe: nem fusão e nem fissão : mais baixa massa

por partícula nuclear: estrela vai explodir

En

erg

ia li

be

rad

a p

or

fusã

o

hidrogênio

hélio

carbono

oxigênio

urânio

chumbo

ferro

ma

ssa

po

r p

art

ícu

la n

uc

lea

r

Massa atômica (prótons+neutrôns)

Energia liberada por fissão

Tabela Periódica: Tabela Periódica: Estrelas de Alta MassaEstrelas de Alta Massa

Explosão de Supernova 1987AExplosão de Supernova 1987A

Grande Nuvem de Magalhães @ 150 mil anos-luzGrande Nuvem de Magalhães @ 150 mil anos-luz

Oxigênio (milhões de anos)

Supernova Tipo II:

Remanescente de SupernovaRemanescente de Supernova

Formação de NêutronsFormação de Nêutrons

Formação de Elementos PesadosFormação de Elementos Pesados

neutron

alvo

captura de

neutron

partícula

decaimento

radioativo

radiaçãogamma

decaimento radioativo

gamma

núcleo criado

56Fe + n : 57Fe: 58Fe: 59Fe : decaimento beta : 59Co ou 60Ni e etc

decaimento beta: elétron (-) ou pósitron (+) emitido do núcleo atômico

Tabela Periódica: Tabela Periódica: Estrelas de Alta MassaEstrelas de Alta Massa

Tabela Periódica: Tabela Periódica: HOJEHOJE

hidrogênio

lítio

ferro (26)

hélio

carbono (6)

oxigênio (8) ()neônio (10)

berílio

boro

nitrogênio

níquel

magnésio (12)silício (14)enxofre (16)

argônio (18)cálcio (20)

ab

un

dâ

nc

ia r

elat

iva

(á

tom

os

po

r á

tom

o d

e H

)

número atômico (número de prótons)

Elementos de Z “par” fundidos pelo He são comuns; elementos de Z ímpar tem menor energia de ligação

Elementos mais pesados que o Fe são raros porque energia é necessária para fundí-los

Formação do Sistema SolarFormação do Sistema Solar

1. Nuvem original: grande e difusa; rotação lenta.

A nuvem começa a colapsar

2. Devido à conservação de

energia, a nuvem esquenta à media

que colapsa.

Devido à conservação de

momento angular, a nuvem gira cada vez mais rápido com a

contração

3. Colisões entre as

partículas achatam a

nuvem em um disco

4. Resultado: disco

achatado em rotação com

massa concentrada no centro e

com temperaturas mais altas no

centro

Ciclo de vida das estrelas

Somos poeira estelar.

Somos filhos das estrelas.

https://www.youtube.com/watch?v=f4WR73u0Dyc

https://www.youtube.com/watch?v=wIEhSIt1oEI

Rock Star

Muito Obrigado!

Andery, M. et al. Para compreender a ciência: uma perspectiva histórica. 16a edição. Rio de Janeiro: Garamond, 2012.

Bennett, J., Donahue, M., Schneider, N., & Voit, M. The Essential Cosmic Perspective. Sixth Edition.

Kepler, S.O., Oliveira Saraiva, M. F. Astronomia e Astrofísica, 2014 e a versão eletrônica do livro

Referências

Material educacional disposto na página da IAU (Educação)

Slides de colegas (aglomerados globulares)

Referências