Evolução Estelar

Evolução Estelar
Introdução à Astronomia – 2015.2
Prof. Alessandro Moisés
Colegiado Acadêmico de Ciências da Natureza – SBF
http://www.univasf.edu.br/~ccinat.bonfim
http://www.univasf.edu.br/~alessandro.moises
Agora vamos falar do Sol!!!
Comparando a Terra com o Sol...
Só relembrando...
1 - Terra – diâmetro de 1,3 cm
- Lua – 30 cm de distância da Terra;

2 - Sol – diâmetro de 1,5 m
- a 160 m da Terra (um quarteirão);

3 - Júpiter – 15 cm
- a 5 quarteirões;

4 - Saturno – 12 cm
- a 10 quarteirões;

5 - Urano – 5 cm
- a 20 quarteirões do Sol;

6 - Netuno – 5 cm
- a 30 quarteirões do Sol;

Sol
Propriedades físicas do Sol
Diâmetro: 1.390.000 km (109,3 DTerra);
________________________________________________________
27
● Massa: 1,99 x 10
t (333.000 MTerra);
________________________________________________________
●
Composição:
H ~ 73,46 % e He ~ 24,86 %
●
O ~ 0,77 %,
C ~ 0,29 %
Fe + Ne + N + Si + Mg + S ~ 0,59 %
Demais ~ 0,11 %
________________________________________________________
●
Densidade:
a) Núcleo:
160 g/cm3;
b) Média:
1,41 g/cm3;
c) Superfície:
1 bilionésimo (0,000000001) g/cm3.
________________________________________________________
●
Período de rotação:
a) Equador: 26,8 dias
b) Polos: 34,4 dias
Sol
Sol
Fusão Nuclear
Núcleo (core):
T ~ 15.000.000 °C
4H -> 1 He + energia
+ sub-partículas
Sol
Fusão Nuclear
Núcleo (core):
T ~ 15.000.000 °C
4H -> 1 He + energia
+ sub-partículas
A cada ser segundo:
E = mc2
Fusão Nuclear
600 milhões de
toneladas de H
596 milhões de
toneladas de H
+
4 milhões de
toneladas >
Energia
40 bilhões de milhões de toneladas de TNT por segundo
Sol
A luz pode gastar até 1,5 milhão de
anos para sair das fornalhas de onde
foi gerada e chegar à superfície...
Sol
Fotosfera: a superfície solar
Mancha solar
Grânulos – topo das células
convectivas.
Tamanho: ~700 km;
Vida: 10 – 20 minutos;
Velocidade de convecção:
~7 km/s (25.000 km/h).
Matéria quente sobe pelo centro, retornando após liberar
calor para o espaço. Ela retorna (mais fria) pelas bordas,
justificando o porquê de ser mais escura nas bordas.
Sol
O vento solar
Uma parte desse vento de partículas entra
pelos polos causando as auroras boreais
(norte) e auroras austrais (sul).
Fluxo de prótons (núcleos de H, ~96 %),
núcleos de He (~4 %) e partículas
constituintes de núcleos mais pesados
vindos do Sol;
Sol
Aurora Boreal (norte)
Sol
O Sol como “transportador” da vida!!!
O fenômeno da transformação de matéria
inorgânica em matéria orgânica...
A vida na Terra!!
O Sol como ferramenta astronômica!!
Stonehenge - Inglaterra
Stonehenge - Inglaterra
Calçoene, AP – Brasil
Stonehenge brasileiro!!
Agora voltemos às estrelas!!

O que faz o Sol brilhar?

O que torna o Sol igual a qualquer outra estrela?

O que é uma estrela?

Como nasce uma estrela?

As estrelas são todas iguais?
Uma estrela em
formação!!
Onde as estrelas se formam?
Nuvens
moleculares
Cada ponto avermelhado é uma região de formação estelar...
Já viram isso em algum lugar???
Pilares
da
Criação
Disco de acresção em torno de uma estrela...
Imagens reais de telescópios...
Tempo de contração
Após alguns milhares de anos de contração:
 T ~ 2000K – 3000K -> Protoestrela de 1M ainda é grande
0
e brilhante;

20 x maior e 100 x mais brilhante que o Sol
Duração da fase pré-sequência principal
A juventude das estrelas é muito curta (depende de M)

M = 15 M0 -> tpsp ~ 10 mil anos;

M = 1 M0 -> tpsp ~ 10 milhões de anos;

M < 0,08 M0 -> Pressão e temperaturas baixas;

M > 100 M0 -> Pressão de radiação é muito alta.
Fusão Nuclear -> A mais simples delas
ν
γ
ν Neutrino
γ Raios Gama
ν
γ
Próton
Nêutron
Pósitron
Estágios Finais da Evolução Estelar (M)



M ~ 1 M0 -> Gigante Vermelha -> Nebulosa Planetária -> Anã
Branca;
M > 1 M0 -> Explosão de Supernova -> Estrela de Nêutrons ->
Pulsar;
M >> 1 M0 -> Explosão ainda mais violenta -> Buraco Negro.
Estágios Finais: Sol



Temperatura interior ~ 10 milhões de graus Celsius;
Quando todo o hidrogênio (H) é transformado em hélio (He), a
estrela deixa de gerar energia;
Sem condições de fusionar hélio (He) -> carbono (C)
Requer T ~ 100.000.000 de graus Celsius.
Na região 107 K < T < 108 K forma-se uma camada onde ocorre
queima de H ao redor de um caroço de He inerte.
O término do
“combustível” no
interior da estrela
faz com que a
pressão de radiação
seja vencida pela
ação gravitacional
estrela entra em
colapso
Evolução de uma estrela de alta massa!!
Sol
A “Cebola”!!
Pulsar
Pulsar
Alguns exemplos de Nebulosas:
Nebulosas Planetárias
Nebulosa da formiga
Nebulosa da Hélice
Nebulosa do Anel
Nebulosa do
Esquimó
Nebulosa
Olho de
Gato
Alguns exemplos de Nebulosas:
Nebulosas de Reflexão
Nebulosa da
Cabeça de
Bruxa
Alguns exemplos de Nebulosas:
Remanescentes de Supernovas
Alguns exemplos de Nebulosas:
Regiões de Formação Estelar
Alguns exemplos de Nebulosas:
Glóbulos de Bok
FIM