Estrelas(Parte I)

Estrelas(Parte I)
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Apresentação por Thays Barreto
[email protected]
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Parte I
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O que são?
Nascimento estelar;
Evolução:


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Estrela do tamanho do Sol;
Estrelas menores que o Sol;
Parte II
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Evolução:

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Estrelas maiores que o Sol;
Aglomerados estelares;
Estrelas Binárias
Pulsares
Gigantes Vermelhas;
Supergigantes Vermelhas;
Anãs Brancas;
Nebulosas Planetárias;
Supernovas;
Buracos negros.
Resumo da aula
http://www.nasa.gov/images/content/706436main_20121114-304-193Blend_M6-orig_full.jpg
O que são?
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Grande esfera de plasma luminosa - formato devido à ação
de sua própria gravidade
Pontos importantes

Estrelas não são eternas X o hidrogênio é seu combustível e
não é inesgotável no centro da estrela;
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Estrelas consumem o material do qual são feitas → não duram para sempre
Enquanto a força da gravidade força a estrela a encolher, a
pressão interna força-a a expandir → forças opostas;
Gravidade e Pressão balanceadas → equilíbrio hidrostático;
Pressão dos gases internos
ou Pressão Interna
Pressão dos gases externos
pela Atração Gravitacional
Pontos importantes

O que ocorre quando transformações dentro da estrela
fazem com que a pressão interna ou a gravidade
predomine?

A estrela irá expandir ou contrair até atingir novamente um
equilíbrio. (podem ocorrer mudanças significativas de tamanho, brilho e
cor).
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
Estrelas gigantes e supergigantes → pressão interna > força
da gravidade;
Anãs brancas → pressão interna < força da gravidade.
Pontos importantes
http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/ima
ges/sun_whit.gif
https://www.e-education.psu.edu/astro801/files/astro801/image/Lesson%206/sun_redgiant_500px.jpg
Nascimento estelar
(The Altar)
http://apod.nasa.gov/apod/image/9905/rcw108_eso.jpg
Nascimento estelar
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
As estrelas se formam a partir de nuvens negras e frias de
gás;
Encontro da nuvem com um dos braços espirais da Galáxia,
ou explosão de uma supernova próxima... → contração →
protoestrela;
{
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Protoestrelas = fragmentos que virão a se tornar estrelas;
Protoestrela → desenvolvimento → pressão interna surge
→ aumento de temperatura
→ fusão de hidrogênio
Nasce uma estrela!
Gás e poeira interestelar


Estrelas se formam a partir de nuvens negras de gás e
poeira interestelar (nebulosas);
Meio interestelar → combinação do gás e das partículas
microscópicas de poeira encontrados no ‘espaço entre as
estrelas’(interestelar);
http://farm9.staticflickr.com/8178/8059924968_b76bcf8088_o.jpg
http://sguisard.astrosurf.com/Pagim/SGU_RGE-objects-Orion070315-20-50mmf5p6-STL-H37x10m-LRVB6x10m-VRG1LL-LMcp8.jpg
Nebulosas negras
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Bloqueiam a luz provinda das estrelas;
Densa concentração partículas de poeira → absorvem a luz
que tenta atravessá-las;
Apresenta temperaturas que vão de 10K a 100K → baixas →
átomos de hidrogênio formar moléculas;
http://www.perezmedia.
net/beltofvenus/archives/
images/2006/img2006082
501_N6520B86r1lg.jpg
Nebulosa Barnard 86 na constelação
de Sagitário.
http://users.telenet.be/lode.stevens/BRT/Bernard86.JPG
Formação de Protoestrelas
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Ambiente → baixa pressão → baixa temperatura;
Nebulosas negras!
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Regiões mais densas da nebulosa → contração(através da
atração gravitacional mútua);
Contração → spin → tendência dos gases escaparem X força
da gravidade impede que isso ocorra;
Início: pressão interna < gravidade entre partículas →
colapso → fragmentos de nuvem = protoestrelas;
Fragmentos se quebram em pedaços cada vez menores →
exponencialmente → ciclo;
Formação de Protoestrelas
http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/for
mation/cloud_frag.gif
Formação de Protoestrelas
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Densidade da nuvem aumenta cada vez mais e a
contração continua;
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Densidade alta → radiação emitida pelas partículas não
consegue sair → aumento de temperatura → pressão
aumenta → fragmentação cessa;
Protoestrelas
Energia gravitacional
Energia térmica → gases se
aquecem e começam a brilhar.
 Energia interna é transferida por convecção para fora →
aquecimento da superfície externa;
 O brilho de uma protoestrela é muitas vezes maior que o
brilho do sol;

Então por que
nunca vemos
essas estrelas
no céu?
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Por elas se
encontrarem
em meio à
nebulosa
negra.
Ocorre mudanças no raio, temperatura e luminosidade
através de muitos anos.
Protoestrelas
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Atrai matéria da nebulosa;
Temperatura no centro da protoestrelas alta o suficiente
→ fusão termonuclear do hidrogênio em hélio → nasce
uma estrela;
Massa que cai continuamente na estrela → formação de
um disco(spin da estrela);
Fortes ventos estelares;
A jovem estrela ejeta massa ao espaço em jatos bipolares
(estágio T Tauri) → desloca o restante da nebulosa →
torna-se visível;
Estabilização da jovem estrela → equilíbrio hidroestático
→ estrela da sequência principal X o disco pode vir a se
tornar um disco protoplanetário X a massa ejetada no
estágio T pode induzir a choques entre partículas →
surgimento de novas protoestrelas;
Quanto maior a massa de uma protoestrela → mais
rápida sua evolução!
Protoestrelas
http://www.accessscience.c
om/loadBinary.aspx?filena
me=757208FG0010.gif

http://www.youtube.com/watch?v=x5DXd0elQDw
Protoestrelas
http://i.space.com/images/i/000/024/210/original/young-protostellar-system.jpg?1354727720
Nascimento estelar
Stephen Hawking – The Birth of Stars
A evolução estelar
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


O destino de uma estrela depende primeiramente de sua
massa;
Após atingir a sequência principal, a aparência de uma
estrela se altera pouco durante a maior parte de sua vida;
Ao fim da sequência principal a estrela começa a fica sem
seu combustível (H) e morre → grandes mudanças;
A morte de uma estrela enriquece o espaço com elementos
pesados.
Classes de estrelas - comparação
luminosidade x tamanho.
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8b/MorganKeenan_spectral_classification.png/800px-Morgan-Keenan_spectral_classification.png
A evolução estelar
http://www.infoescola.com/wp-content/uploads/2010/03/Figura-4-Cen%C3%A1rio-Atual-deForma%C3%A7%C3%A3o-e-Evolu%C3%A7%C3%A3o-Estelar.jpg
A evolução de uma estrela
como o Sol
Evolução de uma estrela como
O Sol (do tipo G)
http://astrocosmosci.files.wordp
ress.com/2012/07/evolution-oflow-mass-star.jpg
A evolução de uma estrela
como o Sol
Composição da estrela sofre mudanças.
Quanto mais perto do núcleo → maior
temperatura → queima mais rápida →
quantidade de hélio (produzido na
queima/fusão do hidrogênio) aumenta
mais rapidamente.
http://www.castlerock.wednet.edu/HS/stello/Astro
nomy/TEXT/CHAISSON/BG312/IMAGES/AAAKK
XW0.jpg

A evolução de uma estrela
como o Sol
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No núcleo: fusão do hidrogênio → hélio é produzido até
que se consuma todo o hidrogênio presente;
Núcleo composto basicamente por hélio X necessidade de
temperaturas ainda maiores para ser queimado X
temperatura do núcleo é baixa demais para que essa nova
fusão ocorra;
Sem queima → sem produção de gás → pressão interna
diminui gradativamente X força da gravidade permanece →
o núcleo de hélio começa a se contrair;
Encolhimento do núcleo libera energia gravitacional →
aumento da temperatura → queima o hidrogênio restante
na camada seguinte(concha de hidrogênio) cada vez mais
rápido;
A evolução de uma estrela
como o Sol
http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/BrauImNew/Chap20/FG20_03.jpg
A evolução de uma estrela
como o Sol
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A concha de hidrogênio gera energia mais rápido do que
seu núcleo quando ainda continha bastante hidrogênio;
Energia continua a aumentar enquanto o núcleo se contrai;
Queima de hidrogênio → pressão → as outra camadas, que
não queimam hidrogênio, tem seu raio aumentado → seu
envelope externo se expande
X núcleo continua a contrair e ter sua temperatura
aumentada X a temperatura da superfície da estrela cai
continuamente;
A evolução de uma estrela
como o Sol
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Ao atingir o estágio 7, a
estrela deixa a sequência
principal e entra na Seção
das Subgigantes;
A superfície da estrela
continua a diminuir de
temperatura, seu raio
continua a se expandir e sua
luminosidade começa a
aumentar suavemente;
Ao passar pelo estágio 8 a
estrela já possui um raio
cerca de 3x maior que o do
Sol, mas continua a crescer;
9
7
8
https://www.eeducation.psu.edu/astro801/files/astro801/image/r
edgianttrack_KL.jpg

A evolução de uma estrela
como o Sol
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No período entre os estágio 8
e 9 a estrela praticamente
mantém sua temperatura X
sua luminosidade aumenta
quase que subitamente;
Esse período é chamado
Seção das Gigantes
Vermelhas;
7
8
https://www.eeducation.psu.edu/astro801/files/astro801/image/r
edgianttrack_KL.jpg
9
A evolução de uma estrela
como o Sol
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Gigante vermelha → enorme!
Seu raio → muito menor que
a estrela;
https://www.eeducation.psu.edu/astro801/files/astro801/image/Lesson%20
6/sun_redgiant_500px.jpg
A evolução de uma estrela
como o Sol
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Após muitos anos de
contração de núcleo e
expansão do envelope →
temperatura necessária para
a queima do hélio é atingida
(108K) → hélio se funde em
C;
Queima de hélio se inicia X
o núcleo não consegue
responder rápido o
suficiente e mudar suas
condições internas →
temperatura cresce
rispidamente, caminhando
para uma explosão → helium
flash;
http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/BrauImNew/
Chap20/FG20_06.jpg
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A evolução de uma estrela
como o Sol
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Helium flash: por algumas
horas o hélio queima
ferozmente → até que o
núcleo se expande devido à
energia liberada e a
densidade cai → equilíbrio
restaurado;
Essa ‘bomba de hélio’ leva a
uma expansão e
resfriamento do núcleo →
redução de energia →
diminui a luminosidade da
estrela (estágio 10) ;
http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/BrauImNew/
Chap20/FG20_06.jpg
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A evolução de uma estrela
como o Sol
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X temperatura da superfície
aumenta;
Estágio 10 → estrela queima
hélio de forma estável no
núcleo + continua fundindo
hidrogênio na concha
(Seção Horizontal);
A posição exata da estrela
nessa seção do gráfico é
determinada por sua massa
naquele momento; a
temperatura das estrelas
nesse estagio variam entre
si, mas a luminosidade é
praticamente a mesma para
todas elas;
http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/BrauImNew/
Chap20/FG20_06.jpg
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A evolução de uma estrela
como o Sol
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Reações no interior de uma
estrela aumentam sua
velocidade com o aumento
da temperatura → no centro
extremamente quente de
uma estrela na Seção
Horizontal, o hélio não dura
muito tempo;
Hélio queimando → libera
carbono → tornando o
núcleo interno cada vez
mais predominantemente
carbônico;
http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/BrauImNew/
Chap20/FG20_06.jpg

A evolução de uma estrela
como o Sol
À medida que todo hélio
vai sendo queimado, toda a
queima cessa – o núcleo não
apresenta temperatura
suficiente para queimas C →
gravidade > pressão interna
→ núcleo interno começa
novamente a se contrair →
aumento da temperatura do
mesmo → o hélio e
hidrogênio nas camadas
mais externas são
queimados com maior
rapidez → CICLO!
http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/BrauImNew/
Chap20/FG20_06.jpg
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A evolução de uma estrela
como o Sol
http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/BrauImNew/Chap20/FG20_07.jpg
A evolução de uma estrela
como o Sol
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O envelope se expande
novamente, mas dessa vez
mais do que no primeiro
estágio de gigante
vermelha;
Estágio 11 → a estrela se
torna novamente uma
gigante vermelha, mas
ainda maior;
Alta luminosidade e grande
raio;
Seção da Gigante
Assintótica ( estágio 11);
http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/BrauImNew/
Chap20/FG20_06.jpg
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Morte de uma estrela
como o Sol
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Estágio 11 → núcleo interno continua a se contrair devido à
temperatura baixa demais para a queima do C;
Se a temperatura central se tornasse alta o suficiente para
queimar o carbono → geração de energia → logo o núcleo se
tornaria estável e cessaria a contração;
Para estrelas de massas próximas à solar → a massa não é
suficiente para suportar o tempo necessário até a
temperatura ideal a reiniciar a queima → estrela próxima do
fim de sua vida;
A evolução estelar
http://www.infoescola.com/wp-content/uploads/2010/03/Figura-4-Cen%C3%A1rio-Atual-deForma%C3%A7%C3%A3o-e-Evolu%C3%A7%C3%A3o-Estelar.jpg
Morte de uma estrela
como o Sol

Estágio 12:

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
Não há queima de carbono;
O hidrogênio e o hélio das
camadas mais externas são
queimados rapidamente;
Intensa radiação provinda das
camadas internas;
Estrela começa a se ‘despedaçar’
→ camadas mais externas
começam a se separar e se perder
no espaço → estrela perde todo o
seu envelope;
http://staff.on.br/jlkm/astr
on2e/AT_MEDIA/CH20/C
HAP20AT/AT20FG13.JPG
Morte de uma estrela
como o Sol

A antiga gigante vermelha se
separa em duas partes:
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O núcleo, agora exposto, muito
quente e brilhante; rodeado por
Uma nuvem de gás e poeira – o
antigo envelope;
http://staff.on.br/jlkm/astr
on2e/AT_MEDIA/CH20/C
HAP20AT/AT20FG13.JPG
Morte de uma estrela
como o Sol
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Conforme o núcleo queima todo
o seu combustível → aquece e se
contrai → se torna tão quente que
a radiação ultravioleta produzida
ioniza partes da nuvem que o
cerca → nebulosa planetária;
http://staff.on.br/jlkm/astr
on2e/AT_MEDIA/CH20/C
HAP20AT/AT20FG13.JPG
Nebulosas Planetárias
http://www.ccvalg.pt/astronomia/nebul
osas/nebulosas_planetarias/m57.jpg
http://2.bp.blogspot.com/_onH_
D5PDCU/ScLzS9QmsPI/AAAAA
AAAAAk/b_uE7QrTGM/s320/Nebulosas_planetar
ias.jpg
http://1.bp.blogspot.com/_Y_7h
igxGJM/TOFU6k7oOZI/AAAAA
AAAAPs/WNl4b6EpVc/s1600/02+-+Abell+39.jpg
Morte de uma estrela
como o Sol
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C + He não queimado → reações
→ 𝑂2 + elementos pesados ( Ne e
Mg);
Esses elementos são transferidos
por convecção para a nebulosa e
se perdem no espaço com ela →
enriquecem o meio interestelar
quando essa nebulosa escapa;
http://staff.on.br/jlkm/astr
on2e/AT_MEDIA/CH20/C
HAP20AT/AT20FG13.JPG
Morte de uma estrela
como o Sol
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Nebulosa escapa → o núcleo,
carbônico, se torna visível;
Núcleo:

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Muito pequeno;
Seu brilho se deve apenas à sua
temperatura, não a reações;
Superfície de aparência branca;
Estágio 13
Anã Branca!
http://staff.on.br/jlkm/astr
on2e/AT_MEDIA/CH20/C
HAP20AT/AT20FG13.JPG
Anãs Brancas
http://www.astro.rug.nl/~etolstoy/A
CTUEELONDERZOEK/JAAR2001/i
mage/AAp335.jpg
http://starseedreporter.files.wordpress.com/2012/01/sirius_b_earth.jpg
Anãs Brancas
http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/images/sun_whit.gif
Morte de uma estrela
como o Sol

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Anãs brancas apresentam grande
densidade de matéria → massa
maior que a do Sol e um raio
menor que o da Terra;
Falta de reações → falta de
energia → núcleo continuamente
resfriando-se e com cada vez
menos luminosidade;
http://staff.on.br/jlkm/astr
on2e/AT_MEDIA/CH20/C
HAP20AT/AT20FG13.JPG
Morte de uma estrela
como o Sol


Com a passagem do tempo e a
perda de luminosidade → estrela
se torna uma anã negra(Estágio
14);
Gravidade começa a perder
energia → estrela começa a
encolher cada vez menos;
http://staff.on.br/jlkm/astr
on2e/AT_MEDIA/CH20/C
HAP20AT/AT20FG13.JPG
ou não!
Morte de uma estrela
como o Sol


Algumas estrelas podem continuar sua evolução!
Uma anã branca pode se tornar explosivamente ativa →
nova (plural: novae);
Anã branca
explosão
Aumento
temporário de
luminosidade
Nova!
http://www.cast
lerock.wednet.e
du/HS/stello/As
tronomy/TEXT/
CHAISSON/BG
312/IMAGES/A
AAKKZA0.jpg
http://chemphys.armstrong.edu/secrest/Astro/nova.png
Morte de uma estrela
como o Sol

Mas... Por que
elas
explodem?

Quando a anã branca se encontra suficientemente
próxima a uma outra estrela → o campo
gravitacional da anã pode atrair matéria(H e He)
da outra estrela; essa matéria começa a orbitar a
anã em um disco → ganha energia → aumenta
rapidamente sua temperatura → H começa a fundir
violentamente → aumento de luminosidade;
Esse fenômeno acaba quando o combustível acaba;
http://www.castlerock.wednet.edu/HS/st
ello/Astronomy/TEXT/CHAISSON/BG31
2/IMAGES/AABJRGS0.jpg
Morte de uma estrela
menor que o Sol


Estrelas de menor massa que o Sol → não possuem massa o
suficiente para suportar a contração do núcleo até que se
atinja a temperatura necessária para a queima do hélio;
O envelope será ejetado + núcleo se tornará uma anã negra
de hélio;
http://www.infoescola.com/wp-content/uploads/2010/03/Figura-4-Cen%C3%A1rio-Atual-deForma%C3%A7%C3%A3o-e-Evolu%C3%A7%C3%A3o-Estelar.jpg
Continuamos
na próxima
aula...
[1] http://universe-review.ca/. Acessado em 16.04.13;
[2]
http://www.ccvalg.pt/astronomia/noticias/2013/04/16_estrela_distan
te.htm Acessado em 16.04.13;
[3] http://pt.wikipedia.org/wiki/Estrelas. Acessado em 16.04.13;
[4] http://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/how-do-starsform-and-evolve/. Acessado em 16.04.13;
[5] http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/stars.html.
Acessado em 16.04.13;
[6] MCMILLAN, Chaisson. Astronomy Today. Seventh Edition.
Addisson Wesley;
[7] MCMILLAN, Chaisson. Atronomy – A beginner’s Guide to the
Universe. Fifth Edition. Pearson – Prentice Hall;
[8] FREEDMAN, Roger A. & KAUFMANN III, William J. . Universe.
Eighth Edition. W.H. Freeman and Company.
Referências