Vida das Estrelas

Vida das Estrelas
Tópicos Gerais de Ciências da Terra
Turma B
Karín Menéndez-Delmestre
Observatório do Valongo Qué é uma estrela? •  Esfera de gás quente, auto-­‐
gravitante •  Fonte bastante luminosa (Sol: 100 bilhões de bombas atómicas por segundo) e massiva •  A estrela está em luta constante, resistendo a auto-­‐
gravidade... Cómo? •  Possui uma fonte interna de energia própria: fusão nuclear Fusão Nuclear •  Processo exotérmico  energia produzida mantém equilíbrio, evitando o colapso por auto-­‐gravidade. •  Durante ~90% da vida da estrela: fusão de hidrogênio  Produto = hélio •  Sol: 600 bilhões de kg de hidrogênio produzem 595 bilhões de kg de hélio por segundo   Crescimento de um núcleo de hélio no centro da estrela
CombusXvel Nuclear 012345678$.5"940:$;<$5===
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•  Uma vez o hidrogênio esgota, a estrela sucumbe à auto-­‐gravidade >,"451"?$"2;.5"012345678$.5"?$@$9?$"?;"2;55;"?;"$56<$:;"A
 consequência (dependendo da massa da estrela): fusão de &2;.1<"2;55;"BC"2;.1<";"6$2@$<;64<;"0$96<;:,
hélio e produção de elementos mais pesados que por sua vez (dependendo novamente da massa da estrela) fusionam para G,";6H">DE";"2;55;"?1"-1:"BC"9I1"0195$*4$2"45;<"1"%;<3191
! formar elementos cada vez mais ! pesados… até o ferro! Produção de elementos pesados •  Até Fe-­‐56 (ferro), elementos mais leves fusionam para produzir energia (processo exotérmico) •  Depois de ferro, a fusão para formar elementos mais pesados vira processo endotérmico Produção de elementos pesados •  Até Fe-­‐56 (ferro), elementos mais leves fusionam para produzir energia (processo exotérmico) •  Depois de ferro, a fusão para formar elementos mais pesados vira processo endotérmico •  Por tanto, uma vez a estrela produiz ferro, não tem combusXvel alterno para comba^r a auto-­‐gravidade. •  Elementos mais pesados que o ferro são produzidos por processos que envolvem a absorção de neutrons e decaimento destes em protons: decaimento beta Produção de elementos pesados •  Até Fe-­‐56 (ferro), elementos mais leves fusionam para produzir energia (processo exotérmico) •  Depois de ferro, a fusão para formar elementos mais pesados vira processo endotérmico •  Por tanto, uma vez a estrela produiz ferro, não tem combusXvel alterno para comba^r a auto-­‐gravidade. •  Elementos mais pesados que o ferro são produzidos por processos que envolvem a absorção de neutrons e decaimento destes em protons: decaimento beta As estrelas são os fornos de
onde saem os elementos da
tabla periódica!
Pense sozinh@ e fale com seu/sua vizinh@… “Pergunta #1” -­‐  1 minuto de reflexão individual -­‐  Escreva sua resposta individual -­‐  Discuta sua resposta (e razonamento!) com seu/sua vizinh@ Pense sozinh@ e fale com seu/sua vizinh@… “Pergunta #1” •  Júpiter é uma bola de gás auto-­‐gravitante. Por qué não chamamos Júpiter de estrela? Evolução Estelar •  Fator determinante: Massa Msol = 1.98892 x 1033 g
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(Alta Massa)
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Evolução Estelar •  Fator determinante: Massa PORQUE?
Msol = 1.98892 x 1033 g
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Evolução Estelar •  Três Fases Principais: Antes, Durante e Depois da “Sequência Principal” (SP) (1)  Pré-­‐SP: formação de uma estrela a par^r de uma núvem molecular. (2)  SP: Queima de hidrogênio -­‐ 90% da vida da estrela acontece na SP (3)  Pós-­‐SP: Exaustão de hidrogênio no núcleo -­‐ Estrela deixa de ser homogénea Fase I (Pré-­‐SP) Formação de uma proto-­‐estrela: !"#$%&'"()*+),%#
núvens moleculares -)./,"*%(0%(12/3%
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Formação de uma proto-­‐estrela: !"#$%&'"()*+),%#
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•  ! Desenvolvem-­‐se pequenas regiões densas in situ !
Fase I (Pré-­‐SP) Formação de uma proto-­‐estrela: Equilíbrio hidrostá^co Equilíbrio hidrostá^co numa núvem de gás •  Balanço entre força da gravidade e a força exercida pela pressão do gás. Fase I (Pré-­‐SP) Formação de uma proto-­‐estrela: Colapso e fragmentação da núvem Quebra do equilibrio hidro-­‐está^co •  Balanço entre força da  Colapso gravidade e a força exercida pela pressão do gás. •  Quebra do equilibrio Colapso de uma hidrostá^co colapso da núvem de gás molecular núvem de gás •  Fragmentação da núvem em nódulos menores Fragmentação •  Nódulos individuais colapsam até re-­‐estabelecer equilibrio Protoestrelas  Formação de proto-­‐estrelas! Fase I (Pré-­‐SP) Formação de uma proto-­‐estrela: Acreção de gás -­‐-­‐ disco proto-­‐estelar •  Conservação de momento angular  formação de um disco proto-­‐estelar (gás + poeira) •  Acreção de gás na estrela Fase I (Pré-­‐SP) Formação de uma proto-­‐estrela: Acreção de gás -­‐-­‐ disco proto-­‐estelar •  Conservação de momento angular  formação de um disco proto-­‐estelar (gás + poeira) •  Acreção de gás na estrela •  Presença de jatos proto-­‐estelares Fase I (Pré-­‐SP) Formação de uma proto-­‐estrela: Acreção de gás -­‐-­‐ disco proto-­‐estelar •  Conservação de momento angular  formação de um disco proto-­‐estelar (gás + poeira) •  Acreção de gás na estrela •  Presença de jatos proto-­‐estelares Fase 2 (SP) Sequência Principal: Massa crí^ca •  Os núcleos nas estrelas com massa < 0.08 Msol não alcançam temperaturas suficientemente altas para entrar na SP. •  Estas estrelas viram “anãs marrons” Sequência Principal: Queima de hidrogênio Fase 2 (SP) •  Mestelar > 0.08 Msol •  Cadeia proton-­‐proton ~ T4 –  Principal processo de produção de Hélio no interior de estrelas radia^vo de baixa massa •  Ciclo de CNO ~ T20 –  Principal processo de produção de Hélio no interior de estrelas de alta massa •  No Sol: –  75% da energia fornecida por PP –  Estrutura: núcleo de He inerte, convec^vo envelope de H Sequência Principal: Queima de hidrogênio Fase 2 (SP) A Sequência Principal
termina quando H acaba
no núcleo.
•  Mestelar > 0.08 Msol •  Cadeia proton-­‐proton ~ T4 –  Principal processo de produção de Hélio no interior de estrelas de baixa massa •  Ciclo de CNO ~ T20 –  Principal processo de produção de Hélio no interior de estrelas de alta massa •  No Sol: –  75% da energia fornecida por PP –  Estrutura: núcleo de He inerte, envelope de H Fase 2 (SP) Sequência Principal: Queima de hidrogênio As estrelas passam a
maioria da vida delas
nesta fase
Fusão de H produiz um
núcleo de He que cresce
em massa no centro das
estrelas
A Sequência Principal
termina quando H acaba
no núcleo.
Pense sozinh@ e fale com seu/sua vizinh@… “Pergunta #2” -­‐  2 minuto de reflexão individual -­‐  Escreva sua resposta individual -­‐  Discuta sua resposta (e razonamento!) com seu/sua vizinh@ Pense sozinh@ e fale com seu/sua vizinh@… “Pergunta #2” •  Considere a seguinte informação sobre o tempo na sequência principal das estrelas A, B, e C: –  Estrela A vai ficar na sequência principal por 45 bilhões de anos –  Estrela B vai ficar na sequência principal por 70 bilhões de anos –  Estrela C vai ficar na sequência principal por 800 bilhões de anos Qual das estrelas possui uma massa maior? (a)  Estrela A (b)  Estrela B (c)  Estrela C (d)  Estrelas A, B, C possuem aproximadamente a mesma massa Fase 3 (pós-­‐SP) Saída da Sequência Principal: Queima de He •  Fusão de He no centro, fusão de H con^nua, mas numa camada afora do núcleo. Fase 3 (pós-­‐SP) Saída da Sequência Principal: Fase Gigante •  Fusão de He no centro, fusão de H con^nua, mas numa camada afora do núcleo. •  Fase Gigante –  Perdidas importantes de massa atraves de ventos estelares. –  Mestelar < 8 Msol: •  Ejeção das camadas externas da estrela  Nebulosas Planetárias Nebulosas Planetárias No siglo XIX, estes objetos – observados com telescópios pequenos – foram iden^ficados (por erro) como planetas gaseosos, pela apariência “nebulosa” •  Estes objetos são o produto da ejeção das camadas externas em estrelas com M < 8 MSol A montage of images of planetary nebulae made with the Hubble Space Telescope. These illustrate
the various ways in which dying stars eject their outer layers as highly structured nebulae. Credits:
Bruce Balick, Howard Bond, R. Sahai, their collaborators, and NASA.
Nebulosas Planetárias •  Estes objetos são o produto da ejeção das camadas externas em estrelas com M < 8 Msol •  Os fótons ultravioletas emi^dos pela estrela excitam os átomos na nebulosa;  cascada de electrons retornando ao nível raso  fotons emi^dos na faixa óp^ca do espectro electromagné^co. Fase 3 (pós-­‐SP) Saída da Sequência Principal: Fase Gigante •  Fusão de He no centro, fusão de H con^nua, mas numa camada afora do núcleo. •  Fase Gigante –  Perdidas importantes de massa atraves de ventos estelares. –  Mestelar < 8 Msol: •  Ejeção das camadas externas da estrela (Nebulosas Planetárias) •  Remanescente estelar = “anã branca” !"#$%&'#(!)*+$,-
O Des^no do Sol !"#$!%&"'()*'&#+',-.'&'*&""&'/)'0)%'123%45!"'/!'&6)"7
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Escala de tempo: bilhões de anos
Fase 3 (pós-­‐SP) Saída da Sequência Principal: Fase Gigante •  Fusão de He no centro, fusão de H con^nua, mas numa camada afora do núcleo. •  Fase Gigante –  Perdidas importantes de massa atraves de ventos estelares. –  Mestelar < 8 Msol: •  Ejeção das camadas externas da estrela (Nebulosas Planetárias) •  Remanescente estelar = “anã branca” Fase 3 (pós-­‐SP) Saída da Sequência Principal: Fase Super-­‐Gigante •  Mestelar > 8 Msol: –  Quando He acaba no centro  fusão de elementos mais pesados  estrutura de camadas, ^po cebola •  fusão de H, He con^nua, mas em camadas afora do núcleo. Fase 3 (pós-­‐SP) Saída da Sequência Principal: Fase Super-­‐Gigante •  Mestelar > 8 Msol: –  Quando He acaba no centro  fusão de elementos mais pesados  estrutura de camadas, ^po cebola •  fusão de H, He con^nua, mas em camadas afora do núcleo. •  Quando o combusXvel termina  Colapso da estrela  Supernova 0.08 Msol < MZAMS < 90 Msol
M<0.08MSol
SP
T não aumeta o
suficiente, protoestrela não chega à
SP
M>5 MSol
Fase Subgigante
M>90-100 MSol
Inestável: luminosidade
radiativa leva a
pérdidas em massa
importantes
Gigante Vermelha
M>8 MSol
M<8MSol
Pérdida da camada externa (ventos estelares)  nebula planetária Gigante
Vermelha  AGB
Supergigante
Fusão não continua
depois de He
Anãs Brancas
Fusão continua:
C, O, Si 
núcleo de 56Fe
 colapso
Supernova Tipo II
MZAMS<25MSol
Estrela Neutron
MZAMS>25MSol
Buraco Negro
Aproximadamente 98% (incluindo o Sol!) de todas as estrelas
tornam-se anãs brancas, já que a maioria das estrelas são de
baixa massa
Supernova •  Varios ^pos: –  Tipo II: Uma vez uma estrela massiva u^liza todo o seu combusXvel (até formar um núcleo de Fe)  colapso do nucleo  ricochete  onda de choque espalha o material da estrela. Supernova Tipo II •  Remanescente: –  se a massa da estrela original <25MSol: Estrela Neutron –  se Mestelar>25MSol: Buraco Negro Supernova Tipo II •  Remanescente: –  se a massa da estrela original <25MSol: Estrela Neutron –  se Mestelar>25MSol: Buraco Negro •  Compressão do núcleo de Fe 
•  protons e electons se combinam
para formar um mar de neutrons.
•  Degenerescencia de neutrones
impede a continuação do colapso
•  Mestrela neutron = 1.4 Msol, R ~ 10 km
•  Densidade é muito alta; nas
densidades extremas do centro 
partículas exóticas (piones, plasmas
de quarks e gluons)
•  Campos magnéticos extremos.
•  Em fim, as estrelas neutron são
objetos muito exóticos.
Supernova Tipo II •  Remanescente: –  se a massa da estrela original <25MSol: Estrela Neutron –  se Mestelar>MSol: Buraco Negro •  A massa da estrela em colapso é tão
grande que nem a degenerescencia
dos neutrons alcança interromper o
colapso  colapso até um ponto
infinitesimal  centro de um buraco
negro
•  “buraco negro” = região com tanta
massa concentrada num espaço tão
pequeno que nenhum outro objeto
passando muito perto dele pode
escapar a sua atração gravitacional
(nem a luz!).
Supernova •  Varios ^pos: –  Tipo II: Uma vez uma estrela massiva u^liza todo o seu combusXvel (até formar um núcleo de Fe)  colapso do nucleo  ricochete  onda de choque espalha o material da estrela. –  Tipo I: Em um sistema estelar binario, uma anã branca (núcleo=carbono+oxigênio) adquiere (por gravidade) massa adicional da companheira durante a fase gigante vermelha desta  de repente, fusão do núcleo inteiro  energia suficiente para espalhar a estrela inteira. Supernova Tipo I !"#"$%&'()*+",-.&'/(0*('12*)3-"$,*'("("$4'(
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Tamanhos de Estrelas Importância da Evolução Estelar •  Enriquecimento do méio inter-­‐estelar –  Perdida de massa (ventos estelares, supernova) •  Formação de uma nova geração de estrelas a par^r do material enriquecido ejetado por estrelas de gerações anteriores  com metais mais pesados que o material original da núvem. Importância da Evolução Estelar •  Enriquecimento do méio inter-­‐estelar •  Formação de uma nova geração de estrelas a par^r do material enriquecido •  Formação de grãos de poeira nas atmosferas das estrelas •  Formação de moléculas complexas –  Sistemas planetários  vida NGC3603: Exibição in situ de várias fases de evolução estelar Nubes densas de H2
(globulos Bok)
•  ~10K, >104 cm-3, 1-1000 Msol
•  Ninhos de proto-estrelas
Pilares de H brilhante
• 
estrelas jóvens emergindo
das núvens densas
NGC3603: Exibição in situ de várias fases de evolução estelar Nubes densas de H2
(globulos Bok)
•  ~10K, >104 cm-3, 1-1000 Msol
•  Ninhos de proto-estrelas
Pilares de H brilhante
• 
estrelas jóvens emergindo
das núvens densas
Estrelas na SP e pós-SP
(O, Wolf-Rayet)
•  fusão de H He
•  presão radiativa e ventos
estelares formaram uma cavidade
na nube molecular
Fase super-gigante
•  pérdida de massa estelar,
(matérial enriquecido): vento
bipolar (outflow), aneu
NGC3603: Exibição in situ de várias fases de evolução estelar Nubes densas de H2
(globulos Bok)
•  ~10K, >104 cm-3, 1-1000 Msol
•  Ninhos de proto-estrelas
Pilares de H brilhante
• 
estrelas jóvens emergindo
das núvens densas
Estrelas na SP e pós-SP
(O, Wolf-Rayet)
•  fusão de H He
•  presão radiativa e ventos
estelares formaram uma cavidade
na nube molecular
Fase super-gigante
•  pérdida de massa estelar,
(matérial enriquecido): vento
bipolar (outflow), aneu
Discos proto-planetários