Nascimento e Evolução das Estrelas

Nascimento e Evolução das Estrelas
Prof. Dr. Alan Alves Brito
Referências
★Bennett, J., Donahue, M., Schneider, N., & Voit, M.
The Essential Cosmic Perspective. Sixth Edition.
★ Kepler, S.O., Oliveira Saraiva, M. F. Astronomia e
Astrofísica, 2014 e a Versão eletrônica do livro
O que é uma estrela?
Nascimento de uma Estrela
Manchas brancas
na nuvem escura:
regiões de
formação estelar
recente
A nuvem é escura
onde a luz é
bloqueada pelos
grãos de poeira
➢
Uma nuvem de gás, feita principalmente
de H e He
➢
O núcleo é tão quente e denso que fusão
nuclear pode ocorrer (de onde vem a
energia que faz com que a estrela brilhe)
➢
A fusão converte elementos leves em
elementos mais pesados (isso é o que
produz os elementos mais importantes
do corpo humano)
Diferentes Estrelas
Luminosidade:
Brilho da estrela; a
quantidade de energia
produzida no centro da
estrela
Cor:
Temperatura superficial da
estrela
Rigel
Unidades de Luninosidade
Medimos a luminosidade de um objeto do dia a dia em
Watts.
Quão brilhante é uma lâmpada?
10-20W
Por comparação, o que emana do Sol:
380,000,000,000,000,000,000,000,000 Watts
ou 3.8 x 1026 Watts
Nós medimos a luminosidade de outras estrelas
tendo o Sol como referência
Unidades de Temperatura
- A temperatura é medida em Kelvin.
- A escala de temperatura Kelvin é a mesma
escala Celsius, que começa em -273o.
0 K (ou -273oC) é conhecido como “zero absoluto”
-273 oC
-173 oC
0 oC
100 oC
1000 oC
0K
100 K
273 K
373 K
1273 K
Kelvin = Celsius + 273
Medindo a Temperatura
A cor indica a temperatura.
Estrelas vermelhas são frias; as estrelas azuis
são quentes.
O Sol é amarelo, com temperatura de 5800 K.
Betelgeuse é
uma
supergigante
vermelha, com
T = 3000 K
Rigel é uma
supergigante
azul, com T =
12000K
O que é uma estrela?
É um corpo gasoso
no interior do qual
ocorrem reações de
fusão nuclear formando
elementos mais pesados
Plasma confinado
gravitacionalmente que emite
radiação devido a reações
termonucleares no seu
interior
O Sol
★ Estrela normal, típica. Pode ser estudada em
detalhes.
★ A atmosfera solar é o que vemos.
★ A cor amarela: temperatura
★ Composição: H (75%), He (23%), e os metais
(2%)
Estrutura Interna do Sol
A energía em forma de luz (fótons) é produzida no núcleo.
A energia é transportada para a superfície atravessando as camadas
radiativa e convectiva, para finalmente escapar através da atmosfera
solar.
Atmosfera
Zona
convectiva
Zona
radiativa
Núcleo
Aglomerados Estelares
Aglomerados Abertos
estrelas jovens
Aglomerados
Globulares
estrelas velhas
Reações Nucleares
fissão
fusão
No interior das estrelas o processo é por fusão,
diferente da fissão: elementos mais leves
transformados em elementos mais pesados
Reações Nucleares
+ Energia
1
4H
4
1 He
★ Número de partículas é o mesmo
★ Massa de H > massa de He
Cadeia P-P
(a)
•
•
•
•
Passo 1:
(b) Passo 2:
(c) Passo 3:
Dois prótons (1H) colidem
•O núcleo 2H do passo 1
•Dois núcleos 3He colidem
1 próton se transforma em um colide com o 3o próton
•4He é formado e dois
neutron (azul), num neutrino e em
• Um isótopo de He (3He) é prótons são liberados
um pósitron
formado e outro fóton gama
Próton e neutron forma um
é lançado
2
isótopo ( H)
O pósitron encontra o elétron,
aniquilando ambas as partículas e
os convertendo em fótons de
raios gama.
Des(equilíbrio)
PT < PG
Contração
PT = PG
Equilíbrio
PT = Pressão Térmica
PG = Pressão Gravitacional
PT > PG
Expansão
Diagrama HR: Hertzsprung-Russel
Luminosidade (relativa ao Sol)
10,000
Desenhemos os eixos:
• Luminosidade no eixo vertical (medida relativamente ao Sol)
• Temperatura ao longo do eixo horizontal (medido em
Kelvin)
100
Vega
Sirius
1
0.01
0.0001
As estrelas Vega e Sirius são mais
brilhantes e mais quentes que o Sol.
Onde
você
o Sol no gráfico?
Onde
você
as colocaria
colocaria?
Se• qO Sol tem L = 1 relativo a ele mesmo e T =
uênK
5800
cia
Prin
cipa
l
Sol
De fato, muitas estrelas podem ser
encontradas em qualquer lugar ao
longo desse
gráfico
Algumas
estrelas
sao .muito mais frias e menos
Proxima
Centauri
luminosas, tais como a estrela mais próxima ao
Essa
região
é denominada
SP. a colocaria?
sol,
Proxima
Centauri.
Onde você
Estas estrelas são as anãs vermelhas.
25,000
10,000
7,000
5,000
Temperatura (Kelvin)
3,000
A estrela mais brilhante Betelgeuse é
ainda mais luminosa que Aldebaran, mas
éRigel
superficialmente mais fria
Deneb
Luminosidade (relativa ao Sol)
10,000
Betelgeuse
Aldebaran
São supergigantes vermelhas.
Arcturus
100
Vega
Sirius
1
0.01
0.0001
Seq
uên
cia
Prin
c
ipal
Mas nem todas as estrelas se
distribuem ao longo da SP.
Sol
Algumas, como Arcturus e Aldebaran,
são muito mais brilhantes e frias que o
Sirius
B você as colocaria no
Sol.
Onde
diagrama no diagrama?
Ainda mais brilhante que
Betelgeuse são as estrelas como
Deneb e Rigel, as quais são
muito mais quentes.
São supergigantes azuis.
Algumas das estrelas mais quentes são, de fato, muito
Estas fracas
são as gigantes
vermelhas.
mais
que o Sol.
Onde elas poderiam estar?
Estas são as anãs brancas como Sirius B.
25,000
10,000
7,000
5,000
Temperatura (Kelvin)
3,000
Proxima
Centauri
Supergigantes
Rigel
Luminosidade (relativa ao Sol)
10,000
Betelgeuse
Deneb
Gigantes
100
Vega
Sirius
Arcturus
Seq
uên
cia
Quase todas as estrelas que
Prin
vemos estão em um desses
cipa
1
l
grupos mas elas trocam de Sol
grupo durante suas
Sirius B
vidashange
groups during
An lives. À medida que evoluem, mudam em L e T
0.01 their
ã
sb
0.0001
25,000
ra
n
Isso faz com que elas mudem de posição
ca no diagrama HR
s
10,000
7,000
5,000
Temperatura (Kelvin)
3,000
Proxima
Centauri
Luminosidade (relativa ao Sol)
10,000
100
1
0.01
Sol
O Sol tem estado na SP por bilhões de
anos e permanecerá por mais alguns
bilhões de anos
Eventualmente evoluirá para uma
gigante, mais fria.
0.0001
25,000
10,000
7,000
5,000
Temperatura (Kelvin)
3,000
Luminosidade (relativa ao Sol)
10,000
100
Sol
1
Gigante vermelha nesse ponto...
0.01
Torna-se mais quente e um pouco
mais brilhante.
0.0001
25,000
10,000
7,000
5,000
Temperatura (Kelvin)
3,000
Luminosidade (relativa ao Sol)
10,000
Sol
100
1
A fusão nuclear cessa
0.01
O Sol torna-se uma anã branca, muito
menos luminosa, mas com T
superficial mais quente
0.0001
25,000
10,000
7,000
5,000
Temperatura (Kelvin)
3,000
http://hubblesite.org/gallery/wallpaper/pr2009025q/
Imagem do aglomerado globular Omega Centauri,
tomada no WFC3/UVIS do Hubble Space Telescope
(HST)
Um “zoom” na região central do aglomerado
Imagem feita após combinar imagens separadas no
vermelho, verde, e azul
Imagem vermelha no filtro F814W (vê-se apenas luz
vermelha)
A imagem verde é do filtro F336W (vê-se apenas luz
azul)
A imagem azul é do filtro F225W (vê-se apenas luz
ultravioleta)
Imagem combinada (vermelho + verde + azul )
As cores são extremas porque…
… as estrelas vermelhas não emitem quase nada no
azul, enqaunto as estrelas azuis não emitem quase
nada no vermelho
Imagem combinada (vermelho + verde + azul )
outra vez
Os astrônomos gostam de estudar
quantitativamente as cores das estrelas
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores,
colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores,
colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores,
colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores,
colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores,
colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores,
colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores,
colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores,
colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores,
colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores,
colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores,
colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as
estrelas vermelhas no lado direito
Nota: há poucas estrelas extremas; muitas são white, o
que significa que tem um espectro balançado
Astrônomos também gostam de caracterizar as
estrelas em termos do brilho
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo
as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as
brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as
brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as
brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as
brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as
brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as
brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as
brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as
brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as
brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as
brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama
cor-magnitude
Este é o conhecido diagrama cor-magnitude
Quando os astrônomos graficaram as estrelas pela
primeira vez dessa forma, eles notaram que as estrelas
não ocupavam espaços aleatórios no diagrama
As estrelas tendem a ocupar sequências bem
definidas no diagrama
A posição das estrelas em diagramas como esse levou
os astrônomos a desenvolver a teoria de evolução
estelar
MS
A vasta maioria ocupa a Sequência Principal (MS)
MS
As estrelas não se movem ao longo dessa sequência;
elas continuam no mesmo lugar por um longo tempo
convertendo H em He por fusão nuclear
MS
A SP é uma sequência de massa. Estrelas mais
brilhantes (topo) são mais massivas; estrelas mais
fracas (abaixo) são menso massivas
MS
As estrelas mais massivas consomem H mais rápido do
que as estrelas menos massivas
SGB
MS
Quando o combustível começa a faltar no centro da
estrela, elas reajustam sua estrutura interna e se
movem à direita (vermelho) do diagrama: Ramo das
Subgiantes (SGB).
RGB
SGB
MS
As estrelas começam a queimar H em uma camada em
torno do núcleo e se tornam grandes à medida que se
movem ao longo do Ramo das Gigantes Vermelhas
(RGB)
RGB
SGB
MS
À medida que a queima por camadas se processa, mais
e mais He se deposita no núcleo
RGB
SGB
MS
Quando o núcleo atinge massa suficiente ele
finalmente é capaz de iniciar a queima de He em C
RGB
HB
SGB
MS
A estrela reajusta a sua estrutura uma vez mais e se
move para o Ramo Horizontal das Gigantes (HB)
RGB
HB
SGB
MS
A queima do He não é tão potente como a de H, assim
que o He se queima muito mais rápido
RGB
HB
SGB
MS
Esta é a razão pela qual há poucas estrelas no HB
comparado à MS. Estrelas não passam longos
períodos de tempo no HB
RGB
HB
SGB
WD
MS
Quando o He é exaurido completamente, a estrela
não tem mais combustível a ser queimado e evolui
rápido para a região fria e escura do diagrama: a
sequência das Anãs Brancas (WD)
Ciclo de vida das estrelas
Ciclo de vida das estrelas:
do nascimento até a morte (MASSA)
baixa massa:
estrela (< 8 Msol)
alta massa:
estrela (> 8 Msol)
Ciclo de vida das estrelas de baixa massa
2. Sequência Principal
3. Gigante Vermelha
1. Nuvem Molecular
4. Nebulosa
Planetária
4. Anã Branca
baixa massa:
estrela (< 8 Msol)
Tabela Periódica: Estrelas de Baixa Massa
Supernova Tipo Ia: sistema binário
Ferro (bilhões de anos)
Ciclo de vida das estrelas de alta massa
3. Super
Gigante
2. Sequência Vermelha
Principal
1. Nuvem Molecular
5. Estrela de Nêutron
4. Supernova
6. Buraco Negro
alta massa
estrela (> 8Msol)
Ciclo CNO: elementos da vida
raio gama
Processo Triplo-Alfa
nenhuma fusão do Hidrogênio
fusão do Hidrogênio
fusão do Hélio
núcleo inerte
de ferro
fusão do Carbono
Diâmetro:
1.6 bilhão de km
fusão do Oxigênio
fusão do Neônio
fusão do Magnésio
fusão do Silício
Evolução de uma estrela de 25Msol
Energia liberada por
fusão
massa por partícula nuclear
hidrogênio
Fe: nem fusão e nem
fissão : mais baixa massa
por partícula nuclear:
estrela vai explodir
hélio
Energia liberada por fissão
carbono
oxigênio
chumbo
ferro
Massa atômica (prótons+neutrôns)
Source: Sky & Telescope, March
urânio
Tabela Periódica: Estrelas de Alta Massa
Explosão de Supernova 1987A
Grande Nuvem de Magalhães @ 150 mil anos-luz
Supernova Tipo II:
Oxigênio (milhões de anos)
Remanescente de Supernova
Formação de Nêutrons
Formação de Elementos Pesados
partícula
β
neutron
captura
de
neutron
alvo
decaimento
radioativo
núcleo
criado
radiação
gamma
decaimento beta: elétron (β-) ou
pósitron (β+) emitido do núcleo
atômico
56
decaimento
radioativo
gamma
Fe + n : 57Fe: 58Fe: 59Fe : decaimento beta : 59Co ou 60Ni e etc
Tabela Periódica: Estrelas de Alta Massa
Tabela Periódica: HOJE
abundância relativa (átomos por átomo de H)
hidrogênio
hélio
Elementos de Z “par” fundidos pelo
He são comuns; elementos de Z ímpar
tem menor energia de ligação
carbono (6)
oxigênio (8)
neônio
() (10)
magnésio (12)
silício (14)
argônio (18)
enxofre (16) cálcio (20)
ferro (26)
níquel
Elementos mais
pesados que o
Fe são raros
porque energia é
necessária para
fundí-los
nitrogênio
boro
berílio
lítio
número atômico (número de prótons)
Formação do Sistema Solar
1. Nuvem original:
grande e difusa;
rotação lenta.
A nuvem começa a
colapsar
2. Devido à
conservação de
energia, a nuvem
esquenta à media
que colapsa.
Devido à
conservação de
momento angular, a
nuvem gira cada vez
mais rápido com a
contração
3. Colisões
entre as
partículas
achatam a
nuvem em um
disco
4. Resultado:
disco
achatado em
rotação com
massa
concentrada
no centro e
com
temperaturas
mais altas no
centro
Ciclo de vida das estrelas
Somos poeira estelar.
Somos filhos das estrelas.
Rock Star
https://www.youtube.com/watch?v=f4WR73u0Dy
c
https://www.youtube.com/watch?v=wIEhSIt1oEI