Apresentação do PowerPoint

Universidade Federal do ABC
Ensino de Astronomia UFABC
2016
Aula 11:Estrelas parte I
Michelle Rosa
e-mail: [email protected]
Síntese
Até agora em nosso curso...
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Introdução + Astrologia + Mitologia + História da Astronomia I
História da Astronomia II
Exploração do Espaço I
Exploração do Espaço II
Sistema Solar – Terra, Lua e Sol
Sistema Solar – Planetas Internos
Sistema Solar – Planetas Externos
Sistema Solar – Asteroides e Cometas
Sistema Solar – Sol
Exoplanetas
Estrelas
O que são estrelas?
Estrelas
No dicionário:
1.
ASTR Corpo celeste cintilante, com energia e luz próprias, que
aparenta estar imóvel no firmamento; áster, estela.
2.
Qualquer corpo luminoso, visível à noite, no firmamento.
3.
Qualquer corpo celestial.
4.
Figura convencional com cinco pontas, que representa uma estrela,
geralmente de cor prateada.
5.
POR EXT Qualquer objeto que tem essa forma.
6.
FIG Figura proeminente que se destaca em alguma área de atividade.
7.
CIN, TEAT, TV Atriz ou ator famoso, que goza de muito prestígio; star.
8.
FIG Mulher jovem, de rara beleza e vigor.
9.
Mancha branca na testa dos bovinos ou equinos.
http://michaelis.uol.com.br/busca?id=op8o
Estrelas
“Estrelas são esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de energia é a
transmutação de elementos através de reações nucleares, isto é, da fusão nuclear
de hidrogênio em hélio e, posteriormente, em elementos mais pesados.”
Astronomia e astrofísica – Kepler de Souza Oliveira Filho, Maria de Fátima Oliveira Saraiva – p 181.
“Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela
gravidade e pela pressão de radiação.”
Wikipédia (https://pt.wikipedia.org/wiki/Estrela )
É necessário conhecer o meio interestelar. É no meio interestelar que
nascem as estrelas, e é para ele que retornam todos os elementos
químicos reprocessados pelas estrelas em evolução.
Meio Interestelar
• Embora a maior parte da massa visível da nossa galáxia esteja
concentrada em estrelas, o meio interestelar não é completamente
vazio, existe um material entre as estrelas que é composto de gás
e poeira.
• Este é o meio interestelar. Ele é composto por:
99% de Gás Interestelar
+
1% de Poeira Interestelar
• Esse meio interestelar compõe entre 10% a 15% da matéria visível
da nossa galáxia.
http://astro.if.ufrgs.br/ism/ism.htm
http://www.if.ufrgs.br/oei/cgu/interm/interm.htm
Como é o Meio Interestelar?
Temperatura do Meio Interestelar
• A temperatura no meio interestelar varia de poucos kelvin até
milhares de kelvin, a depender da distância de estrelas ou
fontes de radiação.
• Em zonas escuras, sem
estrelas próximas, a
temperatura média é
de 100 K ou -173,15 °C.
• Como comparação, a
menor temperatura já
registrada na Terra, foi
na Antártida em 2010,
quando termômetros
registraram -93 °C.¹
¹ http://www1.folha.uol.com.br/ambiente/2013/12/1383806-antartida-registra-menor-temperatura-da-historia.shtml
Densidade do Meio Interestelar
• As galáxias são completamente cheias pelo gás e poeira do meio
interestelar. Porém, a densidade desse meio é extremamente
baixa.
• A densidade média do meio interestelar é de:
Gás: 1 átomo por cm³
Poeira: 1 partícula para cada trilhão (milhão de milhões ou 1012) de
átomos
• Para termos uma ideia o ar possui 3 × 1019 átomos/cm³.
Densidade do Meio Interestelar
Esses materiais são tão finos que, se juntássemos todo o gás e poeira
do meio interestelar contido em uma esfera do tamanho da Terra,
ele caberia dentro de um dedal.
Como é a composição do Meio Interestelar?
Gás Interestelar
O gás interestelar é constituído principalmente de átomos
individuais e moléculas pequenas.
• A composição química do gás interestelar é bastante simples,
sendo distribuída em:
90% Hidrogênio
9% Hélio
1% Elementos pesados (C, O, Si, Mg, Fe)
• O gás compõe 10% da massa visível da Via Láctea.
• O gás pode ser estudado pelas linhas de absorção e emissão.
http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap14.pdf
Para entender um pouco melhor o estudo do
Meio Interestelar
Espectroscopia
O gás pode ser estudado pelas linhas de absorção e
emissão.
• Espectroscopia é o estudo de como as diferentes formas
de radiação eletromagnética interagem com os átomos e
moléculas.
• Assim como há diversos tipos de radiação
eletromagnética, há vários tipos de espectroscopia,
dependendo da frequência de luz que estivermos
utilizando.
Espectroscopia
• Espectroscopia UV-Vis
• Vamos utilizar como exemplo o que acontece quando um átomo de
H absorve luz na região UV ou visível do espectro eletromagnético.
• Quando um átomo absorve um fóton de UV ou de luz visível, a
energia desse fóton pode excitar um dos elétrons desse átomo para
um nível energético mais alto.
• Este movimento de um elétron de um nível energético mais baixo
para um nível energético mais alto, ou de um nível mais alto de volta
para um nível mais baixo é chamado de transição.
• Para que uma transição ocorra, a energia do fóton absorvido deve
ser maior ou igual à diferença de energia entre os 2 níveis
energéticos.
Espectroscopia
• Mas, na natureza, a tendência é ficar em seu estado de menor energia.
• Assim que o elétron volta a seu nível energético mais baixo, ele emite
um fóton com a energia igual à diferença dos níveis energéticos.
Na figura temos uma
representação simplificada de
algumas das diferentes
transições possíveis de nível
energético para nosso átomo de
Hidrogênio. Observe que,
quanto maior a transição entre
os níveis energéticos, mais
energia é absorvida/emitida.
Portanto, os fótons de
frequência mais alta são
associados às transições de
maior energia.
https://pt.khanacademy.org/science/chemistry/electronic-structure-of-atoms/bohrmodel-hydrogen/a/spectroscopy-interaction-of-light-and-matter
Espectroscopia
As transições de
energia dos elétrons de
cada elemento são
únicas e diferentes
umas das outras.
Portanto, analisando as
cores de luz emitidas
por um determinado
átomo, podemos
identificar tal elemento
com base em seu
espectro de emissão.
Cada espectro de
emissão é único para o
elemento, podemos
entendê-los como a
"impressão digital" de
cada elemento.
https://pt.khanacademy.org/science/chemistry/electronic-structure-of-atoms/bohr-model-hydrogen/a/spectroscopy-interaction-of-light-and-matter
Teste da chama
https://www.youtube.com/watch?v=9oYF-HxtoYg
Espectroscopia
• Espectroscopia
moleculares
de
infravermelho
(IV):
vibrações
• a radiação de baixa energia na região de infravermelho (IV) do
espectro também pode produzir mudanças em átomos e
moléculas.
• Este tipo de radiação não é energética o bastante para excitar
elétrons, mas ela faz com que as ligações químicas nas
moléculas vibrem de diferentes maneiras.
• Assim como a energia necessária para excitar um elétron de
um determinado átomo é fixa, a energia necessária para mudar
a vibração de uma certa ligação química também é.
Este pequeno resumo sobre espectroscopia será útil para
entender melhor o estudo do Meio Interestelar!
Poeira Interestelar
• A composição da poeira interestelar não é bem conhecida. Há
evidências de que ela é composta principalmente de grafite (C),
silicatos e Ferro (Fe), alguns dos elementos “sub-abundantes” do
gás. Isso suporta a teoria de que a poeira se formou a partir de gás
interestelar.
• Provavelmente, a poeira também
contém gelo sujo, uma mistura de
água com traços de amônia,
metano e outros componentes.
• Essa poeira interestelar constitui
0,1% da massa da Via Láctea.
http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap14.pdf
Poeira Interestelar
• O tamanho dos grãos de poeira variam de 0.1 a 1 μm.
• O tamanho típico de um grão de poeira interestelar pode ser
comparável ao tamanho do comprimento de onda da luz visível.
• Para comparação, o cabelo humano chega a ser 80 vezes mais
grosso, variando entre 18 e 80 μm.
A poeira interestelar pode interferir na observação
de estrelas?
Propriedades do Meio Interestelar
A poeira absorve, reemite e espalha luz que incide nela.
A luz de uma estrela, ao passar por uma nuvem de poeira, sofre dois
processos: a absorção e o espalhamento.
Ambos provocam a diminuição da intensidade da luz da estrela que
chega até nós. Não importando o comprimento de onda da luz,
sempre ocorrerá atenuação da radiação.
Contudo, essa atenuação, principalmente devida ao espalhamento, é
mais efetiva nos comprimentos de onda mais curtos, ou seja, no azul
(se consideramos somente luz visível).
http://www.if.ufrgs.br/oei/cgu/interm/interm.htm
Propriedades do Meio Interestelar
1.
Um feixe de luz pode ser absorvido ou espalhado somente por
partículas com um diâmetro próximo ou maior que o comprimento de
onda da radiação incidente;
2.
O obscurecimento (absorção ou espalhamento) produzido pelas
partículas aumenta com a diminuição do comprimento de onda da
radiação.
Nebulosa de reflexão
NGC1999, constelação de
Orion (NASA and The
Hubble Heritage Team)
http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap14.pdf
Propriedades do Meio Interestelar
• Consequentemente, regiões de poeira interestelar (cujas partículas têm
diâmetro de ~ 10-7 m), são transparentes aos comprimentos de ondas de
rádio ou infravermelho, por exemplo (λ’s >> 10-7m).
• Mas são completamente opacos aos comprimentos de onda de
ultravioleta e raios X (λ’s << 10-7 m curtos).
• Então, quanto menor o comprimento de onda, mais opaco se torna o
meio interestelar. Isso significa que, preferencialmente, comprimentos
de onda menores (azuis) são “ barrados” pela poeira interestelar. Assim
além de diminuir a luminosidade, as estrelas tendem a parecer mais
avermelhadas
• Este efeito é denominado avermelhamento e é similar ao que produz o
por do sol avermelhado na Terra.
http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap14.pdf
Propriedades do Meio Interestelar
A luz dos objetos que estão próximos ao horizonte atravessa uma camada de
atmosfera maior do que a dos objetos que estão no zênite.
Durante o pôr-do-sol, as outras cores do visível que compõem o espectro do sol
sofrem um maior espalhamento que a luz vermelha (comprimento de onda mais
longo). Assim a luz visível do sol que chega até nós tem o aspecto vermelho
alaranjado. Nesse caso, o agente que causa a extinção é a poeira existente na
atmosfera.
http://www.if.ufrgs.br/oei/cgu/interm/interm.htm
https://tellescopio.com.br/porque-o-sol-e-vermelho-no-horizonte
Propriedades do Meio Interestelar
• A poeira pode modificar a magnitude aparente e a cor de uma
estrela, mas as linhas de absorção do espectro original da estrela
não são modificadas possibilitando aos astrônomos identificarem
seu tipo espectral.
• Desta maneira pode-se medir o quanto a luz original da estrela foi
modificada (absorção geral e por cor) devido ao meio interestelar.
Repetindo estas medidas em diferentes direções para muitas
estrelas, os astrônomos puderam fazer um mapa da distribuição e
propriedades do meio interestelar nas vizinhanças do Sol.
http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap14.pdf
Propriedades do Meio Interestelar
O gás e a poeira
interestelares podem se
aglomerar e formar novas
estruturas, com novas
características.
Essas
estruturas
são
chamadas
nuvens interestelares.
Pilares da Criação (2015) - NASA
Imagem: http://hypescience.com/nos-podemos-ve-losmas-os-pilares-da-criacao-nao-existem-mais/
http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap1
4.pdf
Nuvens Interestelares
• Nebulosas
• Nebulosas de Emissão
• Nebulosas de Poeira
• Nuvens Moleculares
Nebulosa da águia
A Torre pode ser um berçário de estrelas
Nebulosas
• Nebulosas de Emissão
• Estas nebulosas são regiões de gás que emitem radiação e brilham
no céu.
• Elas contêm pelo menos uma estrela O ou B* recém-formada que
produz radiação UV.
• A radiação UV ioniza o gás nas regiões próximas à estrela, e assim o
gás passa a emitir luz visível, o que torna a nuvem brilhante
• A temperatura nesse tipo de nebulosa pode chegar até ~8000 °C,
próximo a estrela.
• Nebulosas de Emissão são extremamente raras, representando
apenas 1% das nebulosas existentes.
*O e B são classificações estelares. Adiante veremos como as estrelas são classificadas e
a importância dessa classificação!
http://apod.nasa.gov/apod/ap151104.html
Nebulosa Pata de Gato – Nebulosa de emissão
Brilha em vermelho devido ao Hidrogênio ionizado.
Imagem: Roberto Colombari and SONEAR Obs.; Color data: Robert Gendler & Ryan
Hannahoe - 18 de Junho de 2014
Nebulosas
• Nebulosas de Poeira (Nuvens de Poeira)
• A maior parte do espaço, mais que 99% deste, são
simplesmente regiões sem estrelas, regiões escuras.
• Dentro das regiões interestelares escuras encontram-se as
nuvens de poeira, nuvens que são mais frias e muito mais
densas que as regiões vizinhas. (103 a 106 vezes mais)
• Nestas regiões, até cerca de 1000 átomos/cm3 são
encontrados (similar à densidade do melhor vácuo em
laboratório na Terra).
Nebulosas
• Nebulosas de Poeira (Nuvens de Poeira)
• Apesar do nome, a nebulosa é constituída principalmente de
gás, assim como o meio interestelar
• O nome vem do fato de que a absorção da luz ocorre devido à
poeira existente na nuvem.
• A maioria das Nuvens de poeira são maiores que o nosso
sistema solar. E apresentam formas irregulares.
• As nuvens de poeira preenchem não mais que 2 a 3% do
volume total do espaço interestelar.
The Horsehead Nebula
http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/image_feature_89.html
Snake in the Dark: nebulosa escura "Cobra" atraves da linda extensão de estrelas nesta vista do campo profundo em
direção a constelação Ophiuchus e centro da nossa via láctea.
http://apod.nasa.gov/apod/ap050521.html
Nebulosas
• Nebulosas de
Reflexão
A nuvem de Poeira
espalha e absorve a luz
passando por ela.
(como explicado
anteriormente)
https://docs.google.com/viewer?a=v&pid=sites&srcid=ZGVmYXVsdGRvbWFpbnxsYXBhdWx1Y2NpfGd4OjM5NTlmMjc3MmQwMzM0ZDM
Nebulosas
• Nebulosas de Reflexão
• Observador A vê estrela mais avermelhada.
• Observador B vê a luz espalhada (menor comprimento de
onda): nebulosa azulada.
http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula07.pdf
Como é feita a observação de Nebulosas?
Observação de Nebulosas
• No caso das nebulosas de emissão, podemos detectar a
luz que emitem. através de espectroscopia óptica,
quando há uma fonte estelar ionizante.
• Esse tipo de detecção nem sempre é possível, seja pela
bloqueio da luz por algum motivo ou no caso das
nebulosas de poeira.
Então, como podemos fazer esta observação?
• Lembram dos tipos de telescópios?
Observação de Nebulosas
No caso de nebulosas que não emitem luz no visível,
podemos procurar pela emissão em outros comprimentos
de onda.
Observação de Nebulosas
O elemento mais abundante no meio interestelar é o Hidrogênio.
O átomo de hidrogênio, ao realizar a transição para seu estado
menos energético, libera energia igual a diferença entre os dois
níveis, uma energia que é muito pequena.
Essa energia corresponde a um comprimento de onda longo, de 21
cm, que chega até nós como radiação de rádio (λ = 21 cm).
Céu visto na frequência de
rádio de emissão do
hidrogênio neutro, 1420 MHz.
Crédito: J.Dickey/NASA
SkyView
Mosaico da Via Láctea em luz visível, onde se notam as regiões mais brilhantes e a
faixa de poeira.
https://pt.wikipedia.org/wiki/Via_L%C3%A1ctea#/media/File:Milkyway_pan1.jpg
Nuvens Moleculares
• Nuvens moleculares, como o nome indica, são
compostas predominantemente de moléculas, mas
ainda se encontra poeira e gás interestelar nelas.
• São muito maiores do que as nebulosas de emissão e
possuem uma alta densidade, podendo atingir 10¹²
moléculas/m³.
Nuvens Moleculares
Nas Nuvens moleculares existe uma grande quantidade de H2 . Esta
molécula é abundante neste ambiente devido:
• Nuvens de poeira opticamente espessas. Elas protegem o H de fontes de
radiação ultravioleta, esta radiação provoca a dissociação de moléculas.
• Estas nuvens também aumentam a taxa de formação do H2:
• Um grão de poeira fornece uma superfície onde os átomos de H
podem se encontrar;
• A poeira absorve a energia liberada na formação de uma molécula de
H2 estável, esquentando o grão
Nuvens moleculares são cercadas por camadas de H ( correlação com a
poeira)
Mas, o H2 só emite radiação UV curto, e a linha de 21cm só é possível de
ser medida quando temos H.
Nuvens Moleculares
• Estas nuvens contém desde simples moléculas diatômicas como
CO, CN e OH, até complexas estruturas como CH3CH2CN.
• Usamos essas outras moléculas para estudar as nuvens
moleculares
H2O
OH
Nuvens Moleculares
• Estas moléculas são de um milhão a um bilhão de vezes menos
abundantes que as de H2. Mas são muito importantes para traçar
uma estrutura e um perfil de propriedades físicas.
• Com o estudo das nuvens moleculares, através dessas moléculas é
possível concluir:
• nuvens moleculares nunca estão isoladas;
• estas formam complexos de até 50 parsec de extensão;
• elas contêm suficiente gás para formar milhões de estrelas
como o Sol;
• existem aproximadamente 1000 destes complexos em nossa
Galáxia.
Nuvem Molecular Barnard 68
Nuvem Molecular Barnard 68 vista através do Infravermelho
Nuvens Moleculares
• Nuvens moleculares são estruturas muito importantes para a
evolução do Universo.
• Elas são responsáveis pelo nascimento de planetas e outros corpos
celestes.
• É nelas também que surgem um dos corpos celestes mais
interessantes, as estrelas.
Finalmente,
Estrelas
Estrelas
Estrelas são esferas massivas e brilhantes de gás quente,
mantidas íntegras pela gravidade.
Para se manterem vivas,
usam como fonte de energia
a fusão nuclear em seu
interior.
Sol
Instrument: Extreme Ultraviolet Imaging Telescope
Data: 2001-02-17
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA03149
Let’s talk about size!
https://www.youtube.com/watch?v=HEheh1BH34Q
Estrelas
De onde vieram?
Onde vivem?
Como vivem?
Por que brilham?
Elas morrem?
Tudo isso e muito mais...
Nascimento das Estrelas
Nascimento das Estrelas
• Tudo começa em uma nuvem molecular gigante.
• Essas nuvens são consideradas berçários de estrelas, elas
contém material suficiente para formar milhões de
estrelas como o sol.
• Em nossa galáxia temos aprox. 1000 complexos destes.
• As estrelas se formam pelo colapso gravitacional de
nuvens de gás.
Nascimento das Estrelas
• A formação começa quando uma parte do Meio Interestelar,
contendo nuvens de moléculas, gás frio e poeira começa a colapsar
devido à gravidade causada por sua própria massa.
• Esta nuvem molecular, deve ser densa. Ela contém milhares de
vezes a massa do sol em forma de gás atômico ou molecular, e
uma pequena fração de poeira, que é muito importante.
• O colapso inicial ocorre quando a nuvem fica instável
gravitacionalmente devido a algum agente externo ou devido a
uma queda de temperatura da nuvem. Nestes casos a pressão
interna não é mais suficiente para impedir a contração.
Nascimento das Estrelas
A vida de uma estrela, inclusive o colapso inicial, é uma
constante batalha entre a atração gravitacional, querendo
contrair a nuvem/estrela, e (vários tipos de) pressão,
tentando inflá-la.
Nascimento das Estrelas
• A nuvem começa a colapsar. E se fragmenta devido à
instabilidade gravitacional. A medida em que se
fragmenta em pedaços cada vez menores, a taxa de
contração aumenta. (gravidade)
http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap14.pdf
Porque a nuvem molecular colapsa?
Nascimento das Estrelas
• Sabemos que a nuvem é formada de poeira + moléculas+
gás e, em geral, elas estão em equilíbrio hidrostático.
• Para que o colapso ocorra, as nuvens devem sofrer algum
tipo de perturbação externa, conforme mencionado.
Essas perturbações podem ser:
•
•
•
•
Supernovas;
Colisões com outras nuvens;
Ondas de radiação de outras estrelas;
Mudanças aleatórias que produzem regiões de maior
densidade.
Nascimento das Estrelas
• Uma grande nuvem molecular passa por dois processos
antes de formar uma estrela:
• Fragmentação: a nuvem se fragmenta em pedaços menores
com densidades médias maiores.
• Contração (colapso): fragmentos se tornam
gravitacionalmente e colapsam, formando estrelas.
instáveis
Nascimento das Estrelas
• Cada fragmento pode
seguir
um
destino
diferente a depender de
sua massa.
• A gravidade começa a
forçar a nuvem para um
único ponto, aumentando
a temperatura do gás.
Nascimento das Estrelas
Sir James Jeans, em 1902, estudou e determinou qual a massa
mínima necessária para que o colapso ocorra.
• Se uma nuvem com determinada densidade e temperatura tiver
uma massa maior que certo valor (Mj), ela entrará em colapso.
Massa de Jeans → Mj ≈ T3/2 * ρ -1/2
Se a temperatura T é grande, a nuvem é muito
quente, o que impede de haver o colapso.
Se a densidade é grande, a gravidade é maior,
portanto uma massa menor é necessária.
Nascimento das Estrelas
• Após a fragmentação, as partes da nuvem original possuem
massas diferentes.
Se M>Mj → ocorre o colapso → formam-se estrelas
Se M<Mj → a nova nuvem se mantém estável ou expande
• Dependendo da massa da nuvem original, vão se formar estrelas
individuais ou aglomerados estelares:
Se M for da ordem de 104 ou 105 Msol, a nuvem se fragmentará
em vários pedaços, cada qual formando uma estrela.
Se M for da ordem de 10 a 102 Msol, apenas uma estrela isolada (
ou sistema binário/múltiplo), se formará.
Nascimento das Estrelas
Isto também explica, por que estrelas frequentemente se
formam em grupos, que mais tarde se tornam grupos de
estrelas ou até aglomerados estelares.
Nascimento das Estrelas
Aglomerados globulares são grupos
concentrados de centenas ou milhares
de estrelas muito velhas que
são gravitacionalmente ligadas
Aglomerados abertos são grupos mais
dispersos de estrelas, geralmente contendo
menos que algumas centenas de membros,
normalmente muito jovens. Aglomerados
abertos são rompidos com o tempo pela
influência
gravitacional
de
nuvens
moleculares gigantes
Nascimento das Estrelas
• À medida que uma
nuvem interestelar se
contrai, ela se põe a girar.
Em geral, fragmentos
colapsando devem ter um
pouco de momento
angular.
• Quanto mais uma nuvem
interestelar se contrai,
mais rápido se põe a girar.
À medida que gira, vai se
"achatando" em um
plano e forma um disco.
• O momento angular é
absorvido pelo disco,
enquanto maior parte da
massa está na
protoestrela central.
http://www.observatorio.ufmg.br/pas06.htm
http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula07.pdf
Nascimento das Estrelas
• O disco começa a girar cada vez mais rápido atraindo mais
material a sua volta, criando um núcleo denso e quente,
chamado de Protoestrela. Nesse estágio, a protoestrela ainda
não é visível devido a estar dentro da nuvem de gás.
• Esse processo demora cerca de ~𝟏𝟎𝟔 anos. O disco
protoestelar é o local de formação de possíveis planetas.
Possível Disco protoestelar na Nebulosa de Orion – 29 de dezembro de 1993
Imagem: CR O'Dell / Rice University; NASA
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/24/image/b/
Nascimento das Estrelas
• Parte do material que cai
em cima da estrela é
defletido por um forte
campo magnético, e
irradiado na direção
perpendicular ao disco,
formando um par de
jatos.
• Podem perturbar outras
nuvens moleculares
dando origem a novas
estrelas.
• Os jatos bipolares afastam
a nuvem que encobria a
protoestrela. É possível
vê-la agora.
Nascimento das Estrelas
• A contração continua, a
densidade e a temperatura
aumentam cada vez mais. A
temperatura central chega
a 107 K.
• Isto é quente o suficiente
para começar a fusão de
átomos de Hidrogênio para
formação de Hélio. Este
processo libera energia.
• Neste ponto, consideramos
que a estrela nasceu!
http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap14.pdf
Ou, não!
• Lembram da Massa de Jeans?
• Objetos com massa menor que 0.072 Msol não conseguem
estabelecer uma fusão de Hidrogênio em Hélio que seja estável
nos seus núcleos.
Anãs Marrons
Acima de 0.013 MSol (13 MJup ),
alguma fusão nuclear é
possível.
Estas são as Anãs Marrons, as
“ Estrelas Frustradas”
Anãs Marrons
• São objetos formados de plasma e compostos em maior quantidade
por hidrogênio e hélio e em menor quantidade por deutério (Isótopo
do H), lítio e outros elementos.
• Anãs marrons têm baixa luminosidade e são detectáveis no
infravermelho.
• Estes corpos alcançam temperaturas de aproximadamente 1000 a
3400 K.
• Possuem massa entre aprox. 13 e
80 MJupiter
http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula07.pdf
Anãs Marrons
• Uma anã marrom típica, tem uma temperatura de ~2700K, e seu
raio e massa correspondem a cerca de 1/10 do raio do sol, porém
sua densidade é de 100x a do sol.
• Anãs marrons realizam um processo para “sobreviver”
• M>0.013 -> Queimam Deutério ( Isótopo de H)
• M>0.06 -> Queima de Lítio
• A primeira foi detectada só em 1995, mas hoje já se conhece
centenas, sugerindo que são bastante comuns.
Mas, e se a massa for alta?
Estrela da Pistola ( Azul
hipergigante), Tem esse nome
por estar na Nebulosa da
Pistola, na direção da
constelação de Sagitário.
Esta estrela acima da nuvem de
poeira, no aglomerado aberto
Pismis 24, tem uma massa
estimada em 200Msol
http://apod.nasa.gov/apod/ap121118.html
Massas Altas
• A massa limite para a formação de uma estrela ainda não foi bem
determinada, mas deve ser da ordem de 150Msol
• No caso de uma massa muito alta, a formação da estrela se torna
um problema, pois a fusão nuclear começa antes de a estrela se
formar.
• A pressão da radiação emitida por essa fusão, desfazem a estrela
antes mesmo de ela se formar.
Fusão
• Falamos muito sobre a fusão, podemos relembrar a aula sobre o
Sol e a fusão cadeia p-p.
• A fusão é o processo que garante a energia das estrelas.
• Como vimos, no Sol a reação predominante é do tipo cadeia
próton-próton
• Para ocorrer a fusão, os prótons têm que ser jogados um contra o
outro a uma velocidade muito alta, para superar a repulsão de
Coulomb, que é a repulsão eletromagnética entre eles.
• Essa condição só é encontrada em ambientes de altas
temperaturas e pressão, no núcleo de estrelas.
http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node10.htm / e aula 09- ensino de astronomia
Por Borb, CC BY-SA
3.0,
https://commons.wiki
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p?curid=680469
Resumindo...
http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula07.pdf
Teste!
1. Qual seria a definição mais precisa para estrela?
a)uma estrela é uma Figura proeminente que se destaca em alguma área de atividade.
b) uma estrela é uma rocha gigante em chamas
c)Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade e
pela pressão de radiação.
d) uma esfera é um corpo luminoso.
2. O gás e a poeira interestelar podem interferir na observação de estrelas? Por que?
a) Sim. As ondas podem ser desviadas pelo gás e poeira, gerando os efeitos de
espalhamento e absorção.
b) Sim. Todas as ondas ficam presas na gravidade da nuvem de poeira.
c) não. As partículas de gás e a poeira são pequenos demais para causar impactos na
observação.
d)Não. As estrelas são grandes demais para serem cobertas.
3. Sobre as nuvens moleculares, é correto afirmar:
a) que elas são compostas de moléculas, desde as mais simples, até as mais complexas e
são consideradas "berçários de estrelas".
b)elas envolvem as estrelas, e assim atrapalham o estudo do universo.
c) Elas são as sobras do material que não foi consumido para formar uma estrela
d) Elas são resultado da distorção causada pela atmosfera terrestre.
Teste!
4.Qual das alternativas resume melhor o processo de formação das estrelas?
a) existe uma explosão-> a matéria se espalha ->a parte mais densa forma uma
estrela
b) dois corpos massivos se aproximam-> esses corpos se chocam-> este choque
forma uma estrela
c) uma nuvem molecular colapsa por um fator externo-> ela é fragmentada->nos
fragmentos a gravidade faz com que a densidade e temperatura aumentem->a
nuvem se põe a girar rápido e é formado um disco de acreção -> a protoestrela
irradia material em jatos -> a temperatura, e pressão aumentam o suficiente para
iniciar a fusão
d) uma nuvem molecular colapsa->toda matéria da nuvem converge para um
único ponto->este ponto fica cada vez mais denso e atrai mais matéria, fazendo
um disco->a energia é tão grande que a protoestrela expele camadas em forma de
jatos->depois que a matéria excedente foi expelida, a estrela começa a fusão.
Veremos a vida e morte das estrelas na aula
seguinte!
Referências
Sites
http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap14.pdf
http://www.if.ufrgs.br/oei/cgu/interm/interm.htm
http://astro.if.ufrgs.br/ism/ism.htm
http://www.astro.iag.usp.br/~thais/ceu2/ism.pdf
http://www.observatorio.ufmg.br/pas06.htm
https://pt.khanacademy.org/science/chemistry/electronic-structure-of-atoms/bohrmodel-hydrogen/a/spectroscopy-interaction-of-light-and-matter
Material de Aulas
Pieter Westera
Aula 07: http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula07.pdf
Laura Palucci
Aula 06:
https://docs.google.com/viewer?a=v&pid=sites&srcid=ZGVmYXVsdGRvbWFpbnxsYXBh
dWx1Y2NpfGd4OjM5NTlmMjc3MmQwMzM0ZDM
Yuri Fregnani – Aula: Matéria Interestelar e Estrelas I- Ensino de Astronomia UFABC
Yuri Fregnani – Aula: Sistema solar: o Sol- Ensino de Astronomia UFABC
Livro:
Astronomia e Astrofísica- Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira
Saraiva- Editora Livraria da Física