– PDF - WordPress.com
Propaganda
Estrelas(Parte II)
{
Apresentação por Thays Barreto
[email protected]
Parte I
O que são?
Nascimento estelar;
Evolução:
Estrela do tamanho do Sol;
Estrelas menores que o Sol;
Parte II:
Evolução:
Estrelas maiores que o Sol;
Gigantes Vermelhas;
Supergigantes Vermelhas;
Anãs Brancas;
Nebulosas Planetárias;
Supernovas;
Buracos negros;
Pulsares;
Aglomerados estelares;
Estrelas Binárias.
Resumo da aula
Revisão da última aula
Estrelas passam a maior parte de sua vida na sequência
principal, no estágio 7 → núcleo de queima de hidrogênio;
Estrelas deixam a sequência principal quando o hidrogênio
em seus núcleos se esgota → sem fonte de energia → núcleo
começa a encolher → fase da concha de queima de
hidrogênio;
Contração do núcleo → transfere energia para a concha →
aumento da temperatura da concha → maior velocidade das
reações → aumento do brilho da estrela → envelope
expande e esfria;
Revisão da última aula
Contração do núcleo de hélio → aumento de sua
temperatura
Para estrelas menores que o Sol → não atinge temperatura
para queimar o hélio → envelope é ejetado → núcleo se
tornar uma anã negra;
Para estrelas como o Sol → núcleo aquece → envelope
expande(Gigante Vermelha) → começa a queimar hélio em
carbono;
Ocorre o helium flash → núcleo se expande → luminosidade
diminui → Seção Horizontal;
Núcleo de carbono → temperatura baixa → não há queima
→ contração;
Revisão da última aula
Temperatura das camadas acima aumenta → Super
Gigante Vermelha;
Esgota o Hélio no núcleo → temperatura baixa para a
queima do C → núcleo se contrai;
Anos de contração de núcleo + estrela se divide (planetária
nebulosa – ejetada – e núcleo exposto);
Núcleo carbônico exposto → Anã Branca → Anã negra;
X Anãs brancas → nova(aumento ríspido de luminosidade)
→ estabilização → anã negra;
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
Evolução de estrelas
maiores que o Sol
http://astronomy.nju.edu.cn/~lixd/GA/AT4/AT420/IMAGES/A
ACHDDK0.JPG
Evolução de estrelas
maiores que o Sol
Não apresentam um helium flash;
Atingem temperaturas altas o suficiente para que ocorra a
fusão:
Hélio
Carbono
Oxigênio
Estrelas de poucas massas solares → queima cessa → Anã
branca de núcleo de carbono e oxigênio;
Estrelas de muitas massas solares → incerto!
{
Podem acabar como Anãs Brancas;
Podem evoluir para núcleos mais pesados (O, Ne, Si,...);
Evolução de estrelas
maiores que o Sol
Evolução muito rápida → seu núcleo atinge altas
temperaturas muito rapidamente(próximo à sequencia
principal);
Queima do hélio começa antes mesmo de atingir a Gigante
Vermelha;
Queima → esgota combustível → nova composição do
núcleo → núcleo contrai e aquece → reinicia a queima →
CICLO!
Logo a estrela se torna uma Super Gigante Vermelha(fim de
sua vida);
Evolução de estrelas
maiores que o Sol
http://astronomy.nju.edu.cn/~lixd/GA/AT4/AT421/IMAGES/AACH
DDZ0.JPG
Evolução de estrelas
maiores que o Sol
Conforme a temperatura no núcleo aumenta → o produto
de uma camada se torna combustível da camada superior;
Estrelas muito grandes → queima de hidrogênio → Gigantes
Azuis(raras);
Hidrogênio escasso no núcleo → Gigante Vermelha;
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
Evolução de estrelas
maiores que o Sol
Estrela Rigel(Órion) x Sol
http://upload.wikimedia.org/wi
kipedia/commons/3/3f/Rigel_an
d_sun.jpg
Evolução de estrelas
maiores que o Sol
A cada período de estabilidade e instabilidade + a cada
novo estágio de queima → reações nucleares são aceleradas
→ cada nova fonte de energia(combustível) sustenta a
estrela por cada vez menos tempo;
Ex.: uma estrela de 20 massas solares queima:
Hidrogênio → 10 milhões de anos
Hélio → 1 milhão de anos
Carbono → 1000 anos
Oxigênio → 1 ano
Silício → 1 semana
Evolução de estrelas
maiores que o Sol
Núcleo interno começa a produzir ferro → deixa de
produzir energia(fusão nuclear envolvendo ferro não
produz energia) → a queima cessa;
Sem produção de energia → gravidade se sobrepõe à
pressão interna → estrela implode!
Evolução de estrelas
maiores que o Sol
Mas...como
isso ocorre?
Temperatura no estágio de queima de Fe é
extremamente alta → fótons possuem alta
energia → quebram o núcleo → restam apenas
prótons e nêutrons (Fotodesintegração);
Ou seja → foram desfeitos anos de evolução
estelar → reação oposta à de fusão → absorve
muita energia;
Energia absorvida do núcleo → redução da
pressão interna → acelera o colapso;
Evolução de estrelas
maiores que o Sol
Núcleo → elétrons;
→ prótons;
→ nêutrons;
→ fótons de alta densidade.
Continua a contrair.
Densidade continua aumentando → prótons e elétrons
colidem e se atraem → mais e mais nêutrons;
Nêutrons começam a colidir entre si → forçam o núcleo
contra a contração → colapso tem sua velocidade
diminuída;
Núcleo atinge o equilíbrio com uma densidade muito alta
→ começa a se expandir;
Evolução de estrelas
maiores que o Sol
Devido a essa freada brusca do colapso → enorme onda
energética de choque é produzida → a estrela explode →
Supernova!
Estrelas podem escapar a
essas explosões ejetando
massa através de seus ventos
solares.
Evolução de estrelas
maiores que o Sol
http://great-year.com/Supernova_1987A.jpg
Gigantes e Supergigantes
Vermelhas
Raio composto em sua maioria pelo envelope X o raio do
núcleo é muito pequeno;
Ciclo → núcleo composto por um elemento primário →
elemento se torna escasso devido à queima → temperatura
não é suficiente para a queima do novo produto → núcleo
contrai e envelope expande → inicia a queima do novo
produto...
Gigantes e Supergigantes
Vermelhas
http://www.youtube.com/watch?v=r25LnGurGvY
Gigantes e Supergigantes
Vermelhas
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/co
mmons/8/8c/GiganteVermelha.jpg
http://upload.wikimedia.org/
wikipedia/commons/thumb/7/
7c/Sun_red_giant.svg/676pxSun_red_giant.svg.png
Gigantes e Supergigantes
Vermelhas
http://astropt.org/blog
/wpcontent/uploads/2011/
03/redgiants.jpg
Gigantes e Supergigantes
Vermelhas
http://4.bp.blogspot.com/L1OuGe7CBgk/TzhbBaOhxLI/AAAAAAAAAy0/XZv9waPO2CU/s1600/MU+CEPHEI+a+maio
r+estrela.jpg
Gigantes e Supergigantes
Vermelhas
http://3.bp.blogspot.com/_Etk0UP8mSbc/TEdP3ffo0LI/AAAAAAAAACY/wxEHx
HrkuDc/s1600/TAMANHO-5.jpg
Gigantes e Supergigantes
Vermelhas
http://3.bp.blogspot.com/EODRwRz3AWg/TVqtMx7xuKI/AAAAAAAA
AZY/yv-qr2MFTq4/s1600/149.png
Anãs Brancas
Fim da vida da estrela;
Estrela composta apenas por seu núcleo exposto;
Pequena;
Grande brilho devido à alta temperatura X ausência de
reações;
Grande densidade de matéria;
Resfria-se e perde cada vez mais luminosidade;
Se torna uma anã negra = sem brilho;
Anãs Brancas
http://astro.if.ufrgs.br/bin/SiriusBl.jpg
Anãs Brancas
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b5/Planetary.Nebula.NGC3132.jpg
Nebulosas planetárias
Fim da vida da estrela;
Antigo envelope;
Carrega elementos pesados;
No início brilha devido à radiação provinda do antigo
núcleo;
Se perde no espaço, enriquecendo-o;
Nebulosas planetárias
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/com
mons/thumb/5/5a/NGC6543.jpg/549pxNGC6543.jpg
Nebulosas planetárias
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/80/NGC_2818_by_the_Hubble_Spa
ce_Telescope.jpg/800px-NGC_2818_by_the_Hubble_Space_Telescope.jpg
Nebulosas planetárias
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/af/NGC6537.jpg/800pxNGC6537.jpg
Supernova
Estrela que de repente aumenta dramaticamente seu brilho
e depois vagarosamente diminuído até sumir → assim como
as novae;
Supernovae são eventos imensamente mais fortes que as
novae;
Duas classes:
{
Tipo I – apresentam pouco hidrogênio;
Tipo II – apresentam muito hidrogênio;
Supernova
http://www.pas.rochester.edu/~afrank/A105/LectureXII/FG21_007_PCT.jpg
Supernova
Tipo I → anãs negras ricas em carbono atrai matéria de uma
estrela companheira gigante vermelha ou da sequência
principal.
http://flightline.highline.edu/iglozman/classes/astronotes/media/sn2types.jpg
Supernova
Tipo II → núcleo de uma estrela de grande massa entra em
colapso e gera uma catastrófica explosão.
http://flightline.highline.edu/iglozman/classes/astronotes/media/sn2types.jpg
Supernova
http://redmarketer.files.wordpress.com/2009/03/supernova.jpg
Supernova
http://images.nationalgeographic.com/wpf/medialive/photos/000/303/overrides/supernova-created-in-jar_30351_600x450.jpg
Buracos Negros
Teoria Geral da Relatividade: regiões do espaço da qual
nada pode escapar;
Resultado da deformação no espaço tempo → matéria
maciça e altamente compacta;
Horizonte de eventos → região que, após atingida, não há
mais volta;
Presentes no centro das galáxias;
Buracos Negros
http://2.bp.blogspot.com/4uEZfR6eHd4/Th5kngdIBdI/AAAAAAAADJQ/1EnzWWFFIzg
/s1600/buraco+negro.jpg
Buracos Negros
http://2.bp.blogspot.com/wr5joMPvvwI/TscCLIij9zI/AAAAAAAAAVM/0ePfbjvRe_U/s160
0/bhlens_riazuelo.jpg
Pulsares
Estrela de nêutrons que emite
pulsos de sinal no rádio;
Não são visíveis nas
frequências que observadas
pelo olho humano;
Podem estar associadas a
nuvens de gás resultante da
supernova que lhes deu
origem.
Pulsares
Sons emitidos por um pulsar:
http://www.youtube.com/watch?v=gb0P6x_xDEU
Pulsares
http://d1jqu7g1y74ds1.cloudfront.net/wp-content/uploads/2012/06/Pulsar_model_still.jpg
Pulsares
http://d1jqu7g1y74ds1.cloudfront.net/wpcontent/uploads/2008/05/pulsar.jpg
Aglomerados estelares
Concentrações de estrelas(entre 10 mil e 1 milhão);
Ligadas devido à ação da gravidade mútua;
3 dimensões → esférico;
Estrelas apresentam aproximadamente a mesma idade;
Mais concentrados próximos à constelação de Sagitário →
importante para a determinação do centro galáctico da Via
Láctea;
Estão em constante movimento → trajetórias = órbitas
altamente excêntricas;
Geração mais antiga de estrelas → apresentam menos
elementos pesados → formadas a partir da matéria mais
primordial presente em jovens galáxias;
Aglomerados estelares
Com o tempo:
Algumas de suas estrelas escapam → aceleradas em encontros
mútuos;
Efeitos evolucionários + perda de gás → perda de massa.
Fim da vida das estrelas → ação da gravidade cessa →
estrelas se dispersam;
http://www.youtube.com/watch?v=_mr9y4F6ME4
Aglomerados estelares
http://www.ccvalg.pt/astronomia/enxames/
enxames_globulares/m2.jpg
http://www.ccvalg.pt/astronomia/enxames/
enxames_globulares/m10.jpg
http://www.ccvalg.
pt/astronomia/enx
ames/enxames_glo
bulares/g1.jpg
Estrelas binárias
Sistema de 2 estrelas orbitando um centro de massa
comum;
A mais brilhante = primária X a outra é a chamada
companheira ou secundária;
Componentes suficientemente próximos → distorção
gravitacional de sua atmosferas → troca de massa →
estágios de evolução impossíveis para as estrelas
sozinhas(ex.: novae);
Estrelas binárias
Sírius A e Sírius B
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/co
mmons/f/f3/Sirius_A_and_B_Hubble_phot
o.jpg
Estrelas binárias
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0c/Accretion_Disk_Binary_Sy
stem.jpg
Data: 27/07
*Mais informações em breve no blog!
Visita ao Parque Sabina
http://www.yo
utube.com/wa
tch?v=N5dbc
WGW6qw
FIM!
[1] http://universe-review.ca/. Acessado em 16.04.13;
[2]
http://www.ccvalg.pt/astronomia/noticias/2013/04/16_estrela_distante.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-stars-formand-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;
[9] http://www.ccvalg.pt/astronomia . Acessado em 14.06.13;
[10] http://pt.wikipedia.org. Acessado em 14.06.13;
Referências
