Evolução Estelar - Pedro Luz

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UNIVERSIDADE FEDERAL DO VALE DO SÃO FRANCISCO
CAMPUS DE JUAZEIRO - PIAUÍ
DISCIPLINA: FÍSICA CONTEMPORÂNEA
PROFESSOR DOUTOR MILITÃO FIGUEIREDO
MESTRANDO
PEDRO JOSÉ DA LUZ NETO
EVOLUÇÃO ESTRELAR – SISTEMA H/R
RESUMO
Juazeiro - BA
2013
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SUMÁRIO
1. Introdução......................................................................................................... 3
2. Sistema H-R..................................................................................................... 4
3. Cor e temperatura............................................................................................. 5
4. Massa............................................................................................................... 7
5. Energia............................................................................................................. 7
6. O nascimento de estrelas................................................................................. 8
6.1 As nuvens interestrelares: Berçário das estrelas............................................. 9
6.2 Por quenascem asestrelas?.......................................................................... 9
6.3 Vida e Morte das estrelas................................................................................ 9
6.3.1 A estrela esgota o seu reservatório de hidrogênio...................................... 9
6.3.2 A velhice.................................................................................................... 10
6.3.3 Gigantes vermelhas e anãs brancas......................................................... 11
6.3.4 As supernovas........................................................................................... 11
7. Bibliografia...................................................................................................... 12
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1. INTRODUÇÃO
Olhando para os céus podemos fazer uma pequena pesquisa, e começar o
trabalho, percebemos uma floresta de estrelas com o brilho menos intenso do que o
Sol, e se apresentam com cores aparentemente diferentes uma das outras, desde
um pouco azulado, chegando ao amarelo avermelhado, sendo em menor
quantidade. A olho nu, embora não veja verdade é que a maioria das estrelas
agrupa-se em pequenas famílias de dois, três oumais membros. Um exemplo é a
estrela Alfa do Centauro, a estrela mais próxima da Terra, que se apresenta de
forma triplo de estrelas. Um outro grupo são as setes estrelas que formam as
Plêiades. A grande maioria se apresenta no sistema duplo, que batizamos de
estrelas binárias, que distam entre sivárias UA ( unidades astronômicas, distância da
Terra ao Sol).
Plêiades – M 440 AL (135 parsecs)
parsecs)
–ppfndnfdnPlêf – 440 AL (135
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2. SISTEMA H-R
Isaac Newton, em 1665-66, que a luz branca, como a luz do Sol,ao passar por
um prisma se decompõe em luz de diferentes cores, formando em um espectro
formando um o arco-íris.
Em 1802, William Hyde Wollaston (1766-1828) observou que, passandoa luz
solar por uma fenda, e depois por um prisma, apareciam algumas linhas escuras no
espectro, que ele interpretou como o limite das cores. Essaslinhas são imagens da
fenda do espectrógrafo em diferentes comprimentosde onda. Fraunhofer deu o
nome de letras maiúsculas: A, B, C...Para as linhas mais fortes e minúsculas para as
mais fracas, começandocom A no vermelho.
Em 1856, o químico alemão Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) inventou o
bico de gás (bico de Bunsen), cuja vantagem era a de ter chama incolor. Quando um
elemento químico era colocado sobre a chama, as cores emitidas eram as da
substância, e não da chama. Bunsen tinha um colaboradormais jovem, o físico
Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887), de Heidelberg.
Espectroscopia é o estudo da luz através de suas cores componentes,
queaparecem quando a luz passa através de um prisma ou de uma rede dedifração.
A sequência de cores formada é chamada espectro. Quase toda informação sobre
as propriedades físicas das estrelas são obtidasdireta ou indiretamente de seus
espectros, principalmente suas temperaturas, densidades e composições.
No início dos anos 1900, Ejnar Herstzprung e Henry Norris Russel
criaram(independentemente um do outro) um diagrama que se tornou uma
ferramenta fundamentalda Astrofísica Estelar. O diagrama HR relaciona dois
parâmetros observáveis das estrelas:luminosidade e temperatura superficial. Nos
modelos de estrutura estelar, esses parâmetrosse traduzem por luminosidade
bolométrica (LBol) e temperatura efetiva bolométrica (Tef).Em lugar da luminosidade
bolométrica, a grandeza observada pode ser a magnitudeaparente ou a magnitude
absoluta numa dada banda espectral, enquanto que, em lugar datemperatura
efetiva, pode ser usada a temperatura de cor (através do índice de cor) ou
atemperatura de excitação (através do tipo espectral). Os tipos espectrais básicos:
O, B, A, F,G, K e M formam uma sequência decrescente de temperatura, de modo
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que sãocorrelacionados com as cores das estrelas. O Sol é uma estrela G2 e tem
temperatura de5800 K. Tipos espectrais à direita nesta sequência (mais tardios)
correspondem atemperaturas superficiais menores e cores mais para o vermelho.
Para o lado contrário, atemperatura cresce e a cor se desloca para o azul, em
relação às cores do arco-íris. Parece inacreditável que se possa diagnosticar um
mundo tão diversificado quanto o dasestrelas com apenas dois parâmetros. Isso é
possível dado que elas estão muito próximas doequilíbrio termodinâmico e equilíbrio
hidrostático (e são praticamente esféricas). O raio deum corpo negro (equilíbrio
termodinâmico) é automaticamente determinado pela lei deStefan-Boltzmann:L = 4 π
R2 σT4.
3. COR E TEMPERATURA
As características das estrelas se avaliam pelo estudo da luz por elas emitido,
ou seja, a radiação eletromagnética, que pode ser observada em diferentes faixas
espectrais: ultravioleta, visível, infravermelho, ondas de rádio, etc. A faixa do visível
cobre comprimentos de onda desde o violeta (390 nm) até o vermelho (720 nm). Os
espectros estelares revelam suas condições físicas, como temperatura e densidade,
por meio das medidas de linhas espectrais, as quais são formadas pela emissão ou
absorção de fótons, causando mudanças na quantidade de energia que ocorrem no
interior de um determinado átomo.
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Quando uma fonte de luz se movimenta em relação ao observador, a
radiação emitida por ela sofre efeito Doppler. Se o movimento é de aproximação, o
comprimento de onda observado é menor que o emitido, ocorrendo um “desvio para
o azul” (do inglês blueshift). Em situação oposta, as linhas espectrais sofrem “desvio
para o vermelho” (redshift), pois o comprimento de onda observado é maior que o
emitido no caso de afastamento da fonte emissora.
O espectro de radiação de uma estrela depende de sua temperatura e pode
ser expresso pela lei de Planck (radiação de corpo negro), que fornece a intensidade
da radiação em função do comprimento de onda. A cor da estrela pode ser indicada
pelo comprimento de onda que corresponde ao máximo de intensidade, expressa
pela aproximação de Wien: λ = 0,29/T, onde o comprimento de onda (λ) é dado em
cm e a temperatura superficial (T) é dada em Kelvin. Desta forma, estrelas mais
quente têm o máximo de radiação na região espectral entre o azul e o ultravioleta
(menores λs), enquanto que as mais frias têm cor entre o vermelho e o infravermelho
(maiores λs).
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4. MASSA
As massas das estrelas pode variar bastante. Na sequência principal, as
estrelas que têmmaior massa são as mais brilhantes e, portanto, mais azuis e mais
quentessuperficialmente. Ao contrário, as estrelas de menor massa são as menos
brilhantes e,portanto, mais vermelhas e mais frias. As massas das estrelas na
sequência principalvariam bastante. Uma fração considerável de estrelas tem
massas entre 0,1vezes a 10vezes a massa do Sol, mas a maior parte tem massas
da ordem de 0,8 M! , ou poucomenor: são as anãs-vermelhas, muitas vezes
encontradas como companheiras invisíveisde estrelas normais. Mas existem
também algumas estrelas cujas massas podem chegaraté a 60 M!. Essas estrelas
são 10 milhões de vezes mais brilhantes que o Sol: se Alfado Centauro fosse uma
delas, brilharia no nosso céu tanto quanto a Lua cheia! Asestrelas da sequência
principal também nunca são muito grandes: os seus raios variamde 0,001 até 25
vezes o raio do Sol, no caso das estrelas mais brilhantes.
5. ENERGIA
Todas as estrelas da sequência principal produzem a energia que irradiam
através dereações nucleares muito semelhantes àquelas que ocorrem durante a
explosão de umabomba-H: convertendo núcleos de hidrogênio em núcleos de hélio.
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Cerca de 80% damassa destas estrelas está na forma de hidrogênio, de modo que
fica claro que elas temcombustível para passar muito tempo na sequência principal.
As de maior massa, porquesão mais brilhantes, devem passar um tempo menor:
como sua luminosidade édesproporcionalmente maior, elas devem “queimar” seu
hidrogênio mais rapidamenteque as estrelas com massa menor.Quando o
“combustível”
hidrogênio
começa
a
faltar
no
centro
das
estrelas
da
sequênciaprincipal, elas começam a sair da sequência principal. O seu destino então
será o de seexpandirem e se transformarem em estrelas gigantes vermelhas.
6. O NASCIMENTO DAS ESTRELAS
Nebulosa de Orion – Berçário de Estrelas
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6.1 AS NUVENS INTERESTELARES: BERÇÁRIO DAS ESTRELAS
A maioria das estrelas da nossa Galáxia foi formada há muito tempo. Apesar
dissomuitas estrelas são ainda jovens e novas estrelas também estão se formando,
comopodemos observar na nebulosa de Orion, por exemplo. As novas estrelas
nascem nasgrandes nuvens de gás e poeira - nuvens escuras - que se espalham
pelo meiointerestelar. Estas nuvens são formadas por mais de 80% de Hidrogênio
(na formamolecular, H2), uns 18% de Hélio e umas “pitadinhas” - 1% a 2% - de
elementos mais pesados.
6.2 POR QUE NASCEM AS ESTRELAS?
As grandes nuvens moleculares geram estrelas no seu interior por causa de
umfenômeno conhecido como instabilidade gravitacional. Num certo sentido,
ainstabilidade gravitacional pode ser entendida como o inverso do equilíbrio
hidrostáticoque prevalece nas estrelas. Uns dos motivos de nascimento de novas
estrelas.
Como, então, nascem as estrelas? Ocorre que as nuvens sofrem também a
ação deoutros fatores, externos e internos a elas, capazes de comprimi-las
localmente,aumentando a densidade local e assim provocando instabilidades
gravitacionais locais.O principal fator externo são os braços espirais da Galáxia, que
é o fator maisimportante, pois é ele que dá início ao processo; o principal fator
interno são asexplosões das estrelas mais jovens e maior massa (estas estrelas em
explosão são aschamadas estrelas Supernovas), formadas no interior da própria
nuvem e que fazem comque o processo de formação estelar se propague por toda a
nuvem, como um incêndionuma floresta seca.
6.3 VIDA E MORTE DAS ESTRELAS
6.3.1 A ESTRELA ESGOTA O SEU RESERVATÓRIO DE HIDROGÊNIO
O que irá acontecer com uma estrela da sequência principal após esgotarem
todo o seuHidrogênio central, dependerá da massa que ela que ela tiver. De maneira
geral, asestrelas evoluem tanto mais rapidamente quanto maior for a sua massa. As
estrelas demassa menor que o Sol, levam muito tempo para fazer isto, mais do que
os 10 bilhõesde anos, que é a idade da Galáxia. Sobre estas estrelas, só podemos
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tentar predizer o seufuturo, já que todas elas, mesmo as que nasceram nos
primórdios da vida da Galáxia,ainda se mantém na sequência principal. As estrelas
de massa maior que o Sol, noentanto, evoluem mais rapidamente.
Depois que a estrela consome todo o seu suprimento de Hidrogênio central,
ela deixa asequência principal e começa a se mover, no diagrama HR, em direção à
região dasestrelas gigantes vermelhas. A região central agora é constituída quase
que inteiramentede Hélio e não produz mais energia alguma. No entanto a estrela
continuairradiandoenergia pela sua superfície. A maior parte desta energia está
acumulada na regiãocentral, o caroço da estrela. Ele perde energia, esfria-se e
começa a se contrair,nuvem de gás e poeira. Acredita-se que seja uma estrela
jovem, que está ingressando da sequência principal. Estrelasem estágio
semelhantes são, por extensão, nomeadas como sendo do tipo T-Tauriaumentando
a sua temperatura e densidade e liberando energia gravitacional20, parte daqual irá
se converter em calor no resto da estrela. Duas coisas então vão acontecer.
Primeiro, o Hidrogênio que está logo acima do caroço central de Hélio vai
começar aqueimar. Forma-se uma camada de queima de Hidrogênio e esta queima
iráprogressivamente aumentar o tamanho e a massa do caroço de Hélio. Segundo, a
outraparte da energia gravitacional liberada, além da energia nuclear produzida na
camada dequeima do Hidrogênio, irá aquecer as partes externas da estrela - a sua
envoltória – aqual começará a se expandir. A estrela aumenta o seu brilho e se
torna, de fato, umagigante vermelha.
6.3.2 A VELHICE
A partir do momento que a estrela deixa a sequência principal, é sinal que ela
estáentrando na sua “3a idade”. Ela tempouco tempo de vida. Elapercebe,
tardiamente, que a vida na sequência principal era por demais calma esedentária e
decide que terá, ao menos, um final glorioso. Infelizmente, não lhe resta muito
combustível nuclear. Agora tudo que pode fazer é tentar queimar o Hélio queainda
lhe sobrou, e proceder à fusão paulatina de todos os elementos, passo a passo, atéo
Níquel e o Ferro.
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6.3.3 GIGANTES VERMELHAS E ANÃS BRANCAS
As estrelas de massa menor que duas massas solares. Elasterminam sua
vida
como
anãs
brancas.
Durante
sua
fase
gigante
vermelha,
estas
estrelascontinuam a contrair o seu central até que a sua temperatura e densidade
sejamsuficientemente altas para iniciar a queima do Hélio em Carbono. Enquanto
isto não acontece, a gigante vermelha continua a aumentar o seu brilho. No
diagrama HR elasegue uma trajetória praticamente vertical. Quando o Hélio central é
esgotado acaba a produção de energia nuclear e o centro secontrai até se tornar
uma anã branca.
6.3.4 AS SUPERNOVAS
Super Nova de Shelton SN 1987A – Grande Nuvem de Magalhães
Estrelas de maiores massas, situadas na partesuperior da sequência
principal. Elas rapidamente liquidam com o seu reservatóriocentral de Hidrogênio e
deixam a sequência principal em poucas dezenas de milhões deanos. Então, elas se
tornam gigantes vermelhas monstruosamente grandes (chamadas deSuperGigantes vermelhas), com o centro de Hélio rodeado por uma camada ondequeima
o
Hidrogênio. À medida que o
centro
se contrai,
o Hélio
começa
a
queimar,transformando-se em Carbono e Oxigênio. Logo a estrela passa a ter um
centro inertede Carbono e Oxigênio, rodeado por uma camada de queima de Hélio,
que por sua vez érodeada por uma camada de queima de Hidrogênio. Passando o
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estágio de gigantevermelha, a estrela torna-se ainda mais luminosa, sofrendo agora
de episódios depulsação e de ejeção de gás a altas velocidades. Neste estágio,
estas estrelas são porvezes denominadas estrelas Wolf-Rayet.
O centro inerte de Carbono e Oxigênio passa então a se contrair na busca de
novasfontes de energia nuclear. Quando a temperatura central atinge a casa dos
três bilhões degraus e a densidade se aproxima dos milhões de gramas/cm3, o
Carbono e o Oxigêniopassam a queimar progressivamente em Neônio, Magnésio,
Silício, Fósforo, Enxofre, eassim por diante, até o Níquel e o Ferro. No entanto, a
energia nuclear liberada por estamagnitude de reações é comparativamente
pequena e é logo irradiada pela superfície daestrela.
A luminosidade emneutrinos produzidos no interior do caroço aumenta tanto
que chega a exceder aluminosidade da estrela na forma de radiação. Chegando a
este ponto, a única reserva deenergia que sobra para a estrela é sua energia
gravitacional. Para compensar as perdascada vez maiores de energia, o centro tem
que contrair cada vez mais rápido. Adensidade e temperaturas centrais vão aos
píncaros e aí acontece o pior: o centro começa a perder mais energia porque passa
a produzir os elementos mais pesados que o Ferro, a estrela está, agora, a uns
segundos de sua morte.
7. Bibliografia
INPE – Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais – Ministério da Ciência e
Tecnologia – INPE – 7177 – PUD/38 – Introdução à Astronomia e Astrofísica – São
Bernardo dos Campos, 2003 – Cap. O5, Hugo Vicente Capeleto – Estrelas, –
Formação de Estrelas – José Willams Vilas-Boas.
Astronomia e Astrofísica, Kepler de SouzFilho & Maria de Souza, Departamento de
Astronomia, Instituto de Física, UFRGS, 28 de julho de 2008.
Damineli, A. Apj, 490, L49, !996 – Artigo
Observatórios Virtuais – As Estrelas mais Luminosas
Observatórios Virtuais – Fundamentos de Astronomia, Cap. 11, Estrutura e E
volução Estrelar, Gregório-Hetem & Jaenco-Preira.
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Aulas do Professor Doutor, Militão Figueiredo, no MNPEF-UNIVASF, 2013.