Nascimento e Evolução das Estrelas - ufrgs.br§ão-das-Estrelas.pdf · Quase todas as estrelas...
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★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
Nascimento de 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
➢ 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
Diferentes Estrelas
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 é medida em Kelvin.- A escala de temperatura Kelvin é a mesma
escala Celsius, que começa em -273o.
0 K (ou -273oC) é 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
Reações Nucleares
fusãofissão
No interior das estrelas o processo é por fusão, diferente da fissão: elementos mais leves
transformados em elementos mais pesados
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)
Lum
ino
sid
ade
(re
lati
va a
o 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
Sirius
Vega
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
Sirius
Vega
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.
Lum
ino
sid
ade
(re
lati
va a
o 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
Lum
ino
sid
ade
(re
lati
va a
o 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. Lu
min
osi
dad
e (
rela
tiva
ao
So
l)
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.
Lum
ino
sid
ade
(re
lati
va a
o 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
Lum
ino
sid
ade
(re
lati
va a
o S
ol)
Temperatura (Kelvin)
Imagem do aglomerado globular Omega Centauri, tomada no WFC3/UVIS do Hubble Space Telescope
(HST)
http://hubblesite.org/gallery/wallpaper/pr2009025q/
… as estrelas vermelhas não emitem quase nada no azul, enqaunto as estrelas azuis não emitem quase
nada no vermelho
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Quando os astrônomos graficaram as estrelas pela primeira vez dessa forma, eles notaram que as estrelas
não ocupavam espaços aleatórios no diagrama
A posição das estrelas em diagramas como esse levou os astrônomos a desenvolver a teoria de evolução
estelar
As estrelas não se movem ao longo dessa sequência; elas continuam no mesmo lugar por um longo tempo
convertendo H em He por fusão nuclear
MS
A SP é uma sequência de massa. Estrelas mais brilhantes (topo) são mais massivas; estrelas mais
fracas (abaixo) são menso massivas
MS
Quando o combustível começa a faltar no centro da estrela, elas reajustam sua estrutura interna e se
movem à direita (vermelho) do diagrama: Ramo das Subgiantes (SGB).
MS
SGB
As estrelas começam a queimar H em uma camada em torno do núcleo e se tornam grandes à medida que se
movem ao longo do Ramo das Gigantes Vermelhas (RGB)
MS
SGB
RGB
Quando o núcleo atinge massa suficiente ele finalmente é capaz de iniciar a queima de He em C
MS
SGB
RGB
A estrela reajusta a sua estrutura uma vez mais e se move para o Ramo Horizontal das Gigantes (HB)
MS
SGB
RGBHB
A queima do He não é tão potente como a de H, assim que o He se queima muito mais rápido
MS
SGB
RGBHB
Esta é a razão pela qual há poucas estrelas no HB comparado à MS. Estrelas não passam longos
períodos de tempo no HB
MS
SGB
RGBHB
Quando o He é exaurido completamente, a estrela não tem mais combustível a ser queimado e evolui rápido para a região fria e escura do diagrama: a
sequência das Anãs Brancas (WD)
MS
SGB
RGBHB
WD
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
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
fusão do Silício
fusão do Magnésio
fusão do Neônio
fusão do Oxigênio
núcleo inerte de ferro
fusão do Carbono
fusão do Hélio
fusão do Hidrogênionenhuma fusão do Hidrogênio
Diâmetro: 1.6 bilhão de km
Source: Sky & Telescope, March 2008, 26
Fe: nem fusão e nem fissão : mais baixa massa
por partícula nuclear: estrela vai explodir
Ener
gia
liber
ada
por
fusã
o
hidrogênio
hélio
carbono
oxigênio
urânio
chumbo
ferro
mas
sa p
or p
artíc
ula
nucl
ear
Massa atômica (prótons+neutrôns)
Energia liberada por fissão
Formação de Elementos Pesados
neutron
alvo
captura de
neutron
partícula β
decaimento
radioativo
radiaçãogamma
decaimento radioativo
gamma
núcleo criado
56Fe + n : 57Fe: 58Fe: 59Fe : decaimento beta : 59Co ou 60Ni e etc
decaimento beta: elétron (β-) ou pósitron (β+) emitido do núcleo atômico
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)
abun
dânc
ia re
lativ
a (á
tom
os p
or á
tom
o de
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 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
https://www.youtube.com/watch?v=f4WR73u0Dyc
https://www.youtube.com/watch?v=wIEhSIt1oEI
Rock Star