Tópicos Especiais em Física

Vídeo-aula 5: astrofísica estelar09/07/2011

� Propriedades fundamentais das estrelas

� Formação estelar

� Evolução estelar� Evolução estelar

� Estágios finais das estrelas

� Estrelas: o que são?

� Enormes esferas em cujo interior ocorrem processos de fusão nuclear com intensa liberação processos de fusão nuclear com intensa liberação de energia

� Energia é liberada na forma de radiação (incluindo luz)

� Composição química variada, principalmente hidrogênio e hélio.

� Análise da emissão luminosa

� Fotometria (radiação captada pelo equipamento em faixa de comprimentos de onda)em faixa de comprimentos de onda)

� Espectroscopia (distribuição da radiação captada em função do comprimento de onda)

� Fotometria

� Integrada (luz proveniente de qualquer ponto do objeto observado)objeto observado)

� Distribuição de brilho (luz proveniente de cada ponto do objeto)

� “Quantidade” de luz captada expressa em magnitudes

� Magnitude aparente:

� Quanto menor a magnitude, mais brilhante é a estrelaestrela

� Se a estrela A for 10 vezes mais brilhante que a estrela B, então

� A magnitude aparente de referência é a magnitude da estrela Vega

�� = �� + 2,5

� Magnitude absoluta:

� Magnitude aparente da estrela se estivesse a uma distância de 10 pcdistância de 10 pc

= � + 5 − 5 log �

� Banda fotométrica

� Intervalo de comprimento de onda que corresponde a um filtro físicocorresponde a um filtro físico

� Sistema fotométrico: conjunto de bandas fotométricas que cobrem diferentes intervalos de comprimento de onda

� Ex. sistema UBV: MU, MB, MV

� Índice de cor

� Diferença entre duas magnitudes

� − � = �� − ��

� Luminosidade

� Magnitude absoluta expressa em escala linear

� Luminosidade bolométrica: luminosidade total em todas as frequências

� − � = �� − ��

�

�′= 10−0,4(−

′ )

� Espectroscopia

� Coleta de espectro da radiação emitida

� Classificação das estrelas

� Tipos espectrais: padrões de distribuição de radiação e de linhasradiação e de linhas

Tipo espectral Temperatura (K) Coloração Exemplo

O 25000-50000 Azul Alnitak

B 11000-25000 Azulada Rigel

A 7500-11000 Branca Sirius

F 6000-7500 Branco-amarelado Canopus

G 5000-6000 Amarelo Sol

K 3500-5000 Laranja Arcturus

M 2700-3500 Vermelha Antares

� Classes de luminosidade

� Classes de luminosidade

Classe de luminosidade Tipo de estrela

I-II Supergigantes

III Gigantes

V Sequência principal

VII Anãs brancas

� Fonte de energia estelar

� Fusão nuclear

� Pressão de radiação mantém a estabilidade da � Pressão de radiação mantém a estabilidade da estrela

� Reações nucleares

� Estrelas semelhantes ao Sol: ciclo próton-próton

H1 + H1 → H2 + �+ + �

H2 + H1 → He3 + �

He3 + He3 → He4 + H1 + H1

� Reações nucleares

� Estrelas com mais de 1,5 massas solares: ciclo CNO

C12 + H1 → N13 + � C12 + H1 → N13 + �

N13 → C13 + �+ + �

C13 + H1 → N14 + �

N14 + H1 → O15 + �

O15 → N15 + �+ + �

N15 + H1 → C12 + He4

� Reações nucleares

� Estrelas entre 0,6 e 10 massas solares: triplo α

He4 + He4 → Be8 + �

Be8 + He4 → C12 + �

� Nuvens moleculares:

� H, He, outros elementos

� Densidades da ordem de� Densidades da ordem dedezenas de partículas porcm3

� Colapso gravitacional:

� Fragmentação

� Picos de densidade: � Picos de densidade: proto-estrelas

� Aumento de massa nocolapso: início da fusãonuclear e formação deestrela

� Sequência principal

� Sequência principal:

� Primeira fase da vida de uma estrela (90% da vida)Tipo espectral Massa (em massas Raio (em raios Tempo na sequência

solares) solares) principal (anos)

O > 15 > 6 < 107

B 3 – 15 2,5 – 6 1x107 – 2x108

A 1,5 – 3 1,5 – 2,5 2x108 – 2x109

F 1 – 1,5 1 – 1,4 2x109 – 2x1010

G 0,75 – 1 0,8 – 1 1x1010 – 3x1010

K 0,5 – 0,75 0,6 – 0,8 3x1010 – 2x1011

M 0,1 – 0,5 0,2 – 0,6 2x1011 – 2x1012

� Estrelas M até K

� Convecção em todo seu volume

� Renovação do H nuclear� Renovação do H nuclear

� Massa insuficiente para reações triplo alfa: fim das reações nucleares e “morte” da estrela

� Estrelas G até O

� Abundância de He nuclear: colapso, aumento da temperatura central, expansão das camadas temperatura central, expansão das camadas externas

� Massa suficiente para reações triplo alfa: saída da sequência principal

� Estrelas gigantes (até 10 massas solares) e supergigantes

� Estrelas gigantes e supergigantes

� Diversas camadas nas quais diferentes reações nucleares ocorremnucleares ocorrem

� Gigantes: fusão do silício em ferro é a última reação possível, seguido de “morte” da estrela

� Supergigantes: fusão do ferro. Reação endotérmica : colapso do núcleo

� Estrelas até 10 massas solares

� Fim das reaçõesnucleares seguidode colapso do núcleode colapso do núcleoe ejeção das camadas externas

� Formação denebulosa planetária

� Anã branca

� Estrelas acima de 10 massas solares

� Fusão do ferro drena energiado núcleo e produz colapsomuito rápido

� Ejeção brusca das camadasexternas: supernova

� Até 15 massas solares:remanescente é estrela denêutrons

� Acima de 15 massas solares:remanescente é buraco negro

� Propriedades fundamentais

� Tipos espectrais, classes de luminosidade

� Formação das estrelas� Formação das estrelas

� Evolução estelar

� Estágios finais das estrelas

� Anãs vermelhas, anãs brancas, estrelas de nêutrons, buracos negros