Estrelas: do nascimento à Seqüência Principal

INTRODUÇÃO À ASTRONOMIA (AGA-210)
Notas de aula
Estrelas:
do nascimento à Seqüência Principal
Enos Picazzio
IAGUSP, Maio/2006
De que são formadas as estrelas?
Átomo: elemento básico da matéria
o mais simples (1 próton + 1 elétron) e de menor massa atômica (1,00794)
o mais complexo (112 prótons + 165 nêutrons + 112 elétrons)
e o de maior massa atômica (277)
De que são formadas as estrelas?
De que são formadas as estrelas?
H: elemento químico mais abundante no universo: em número: 90% ;
em massa: ~ 75%
Hélio (He): segundo mais abundante: ~ 23% (em massa)
Demais elementos químicos: ~ 2%.
Quanto mais complexa for a estrutura do átomo, maior será a sua massa e
menor a sua abundância.
Molécula: agrupamento de 2 ou mais átomos. Quando mais átomos possui,
mais complexa é a sua estrutura
Gases: formados de moléculas.
Sólido: é um estado da matéria onde os elementos constituintes estão
agrupados numa rede espacial definida e característica.
De que são formadas as estrelas?
Espaço interestelar:
- constituição: preenchido por átomos, gases e grãos recobertos por gases
congelados
- forma: nuvens difusas extremamente rarefeitas (~ 10 átomos/cc)
- tamanho: gigantescas (~ 50 AL)
- massa típica: 400 massas solares
- temperatura local: menor que 100 K (-173 Celsius).
Nuvens moleculares gigantes:
- ricas em grãos,
- densidade da ordem de 1 milhão de átomos por cc,
- temperatura entre 10 K e 30 K.
- elas dão origem às estrelas.
- os braços da Galáxia são os locais mais propícios para a formação estelar
Do nascimento à Seqüência Principal
Equilíbrio
da
nuvem
molecular densa depende
da relação entre as pressões
interna (controlada pela
temperatura
local)
e
externa (controlada pela
força gravitacional).
Sir James Jeans (início de 1900):
uma nuvem com cerca de 1.000
massas solares e temperatura de 50
K
entra
espontaneamente
em
colapso se ela estiver encerada em
um volume com 2 pc (6,52 AL) de
raio.
Este limite ficou conhecido como
massa de Jeans.
Como esta massa é muito maior
Perdendo a sustentação a nuvem entra em colapso.
O movimento de contração é lento no início mas
aumenta gradativamente com a contração.
Vários glóbulos podem se formar.
que a de uma estrela, nessa
contração
estrelas.
vão
nascer
muitas
Do nascimento à Seqüência Principal
Uma lei básica da Física:
conservação da energia
- pode ser transformada em outras
espécies, mas a energia total do
sistema se conserva.
Na contração do glóbulo:
- a energia potencial gravitacional
transforma-se basicamente em
energia térmica e cinética.
- quanto mais a nuvem se contrai,
mais ela se aquece e mais
rapidamente ela gira.
- densidade, temperatura e pressão aumentam nas regiões centrais → nasce a
proto-estrela
- calor flui do centro quente para a periferia fria.
- proto-estrela brilha como um corpo de cor vermelho profundo. A maior parte
da energia é irradiada no infravermelho.
Do nascimento à Seqüência Principal
De início, a proto-estrela é imensa,
brilhante, com temperatura superficial
baixa e cor avermelhada.
Gradativamente ela se contrai, sua
luminosidade diminui, sua temperatura
aumentado e sua cor torna-se mais clara.
No Diagrama HR, esse
comportamento se manifesta
através de uma trajetória quase
vertical.
Do nascimento à Seqüência Principal
Trajeto evolutivo das estrelas no
diagrama HR depende da massa.
Estrelas de maior massa apresentam
transfomações mais profundas em
menor escala de tempo.
Antes de entrar na SP a protoestrela passa por
fase de perda de massa por jato bipolar quente.
Do nascimento à Seqüência Principal
No centro da proto-estrela:
- densidade, temperatura e pressão aumentam gradativamente
- quando temperatura central atinge cerca de 10.000 K → H torna-se ionizado
- posteriormente também o He
- com a contração, os núcleos de H vão
sendo comprimidos uns contra os outros,
as colisões mútuas se intensificam e a
temperatura aumenta ainda mais.
- quando
a
temperatura
central
ultrapassar 10 milhões K → as colisões
tornam-se violentas → núcleos de H
fundem-se: é a fusão nuclear.
- a proto-estrela tornou-se uma estrela e entra na fase duradoura → a fase da
Seqüência Principal (SP), onde passará a maior parte de sua vida.
Do nascimento à Seqüência Principal
Do nascimento à Seqüência Principal
O tempo que uma estrela leva do nascimento à fase de
geração de energia por fusão nuclear (Seqüência
Principal) depende da massa.
Massa
30 MSOL
10
4
2
1
Sol
0.5
0.2
Tipo espectral
O6
B3
B8
A4
G2
K8
M5
Tempo para chegar à SP
30.000 anos
300.000
1.000.000
8.000.000
30.000.000
100.000.000
1.000.000.000
Produção de energia na Seqüência Principal
A origem da energia solar foi um mistério por longo tempo.
Cálculos mostravam que a conversão de energia gravitacional
em calor era insuficiente para manter o Sol brilhando até hoje
Sir Arthur Eddington (início de 1920): o Sol é composto
basicamente de H → condições físicas no interior provoca
fusão nuclear → a fonte da energia solar.
Década de 1930: processo de fusão nuclear foi esclarecido em
detalhes, com os trabalhos de George Gamov, Hans Bethe
(Nobel) e Carl Friedrich von Weizsäker.
Eddington
Gamov
Bethe
Produção de energia no interior da estrela
Deonde
ondevem
vemaaenergia
energialiberada
liberadana
nafusão?
fusão?
De
Hidr ogênio
P ósit ron (elétron com carga elétrica positiva)
Neut rino (partícula subatômica)
-24 g
núcleosde
deHH ==6,69008
6,69008××10
10-24
•• 44núcleos
g
Ener gia
Hidr ogênio
Deutér io
núcleoHe
He
•• 11núcleo
diferença
•• diferença
-24 g
6,64258××10
10-24
==6,64258
g
-24 g
0,0475××10
10-24
==0,0475
g
0,7%do
doHH
==0,7%
Hidr ogênio
Hélio-3
Hélio-3
Cadeia prótonpróton-próton
F us ão nuclear
4H ⇒ He + ener gia
Hidr ogênio
Hélio
AlbertEinstein:
Einstein:matéria
matériaeeenergia
energiasão
sãoduas
duasmanifestações
manifestaçõesdistintas
distintasde
deuma
umacoisa
coisaúnica,
única,ou
ou
•• Albert
mc22
seja,uma
umaseseconverte
convertena
naoutra
outraatravés
atravésda
da EE==mc
seja,
energia==massa
massa××(velocidade
(velocidadeda
daluz)
luz)22
energia
2 um número muito grande (9 × 1020 cm2/s2)
••cc2 ééum
número muito grande (9 × 1020 cm2/s2)
conclusão:mesmo
mesmouma
umamassa
massatão
tãodiminuta
diminutagera
gerauma
umaquantidade
quantidadeenorme
enormede
deenergia
energia
••conclusão:
mecanismocapaz
capazde
demanter
manterooSol
Solbrilhando
brilhandona
namesma
mesmataxa
taxaque
queaaatual
atualpor
porum
umperíodo
período
••mecanismo
equivalenteààsua
suaidade
idade(4,6
(4,6bilhões
bilhõesde
deanos).
anos).
equivalente
Tempo de vida das estrelas
Quem brilha mais forte, vive menos.
Maior massa ⇒ maior quantidade de H ⇒ vive mais
Maior luminosidade (perda de energia) ⇒ vida mais curta
t∝
M
L
L∝M4
Maior massa ⇒ maior luminosidade ⇒ vida mais curta
Tempo de vida das estrelas
Quem brilha mais forte, vive menos.
Massa
Massa
60
60M
MSOL
SOL
30
30
10
10
33
1,5
1,5
Sol
11
0,1
0,1
≈ 1010 / M2 anos )
(
Tempo
de
vida
na
SP
Tempo de vida na SP
22milhões
milhões anos
anos
55milhões
milhões
25
25 milhões
milhões
350
350 milhões
milhões
1,6
1,6bilhão
bilhão
99bilhões
bilhões
Trilhões
Trilhões
Estrutura interna: fusão nuclear
Camada fundindo
H
Envelope
de H
Caroço de He
4H ⇒ He + ener gia
Estrutura interna: fusão nuclear
Hélio-4
Energia
Hélio-4
Carbono-12
Envelope de H
Camada fundindo
H
Hélio-4
Camada
fundindo
He
Caroço de carbono
Estrutura interna: fusão nuclear
Carbono-12
Energia
Carbono-12
Magnésio-24
Carbono-12
Energia
Hélio-4
Oxigênio-16
Estrutura interna: fusão nuclear
Estrutura interna: fusão nuclear
Camada de H
Camada fundindo H
Fundindo He
Fundindo C
Fundindo O
Fundindo Ne
Fundindo
Mg
Fundindo Si
Caroço de Fe
Temperaturas de fusão nuclear
Elemento
Temperatura
(milhões K)
Fusão do hidrogênio
15
Fusão do hélio
170
Fusão do carbono
700
Fusão do neônio
1.400
Fusão do oxigênio
1.900
Fusão do silício
3.300