Tópicos Especiais em Física

Tópicos Especiais em Física
Vídeo-aula 5: astrofísica estelar
09/07/2011
Propriedades fundamentais das estrelas
Formação estelar
Evolução estelar
Estágios finais das estrelas
Estrelas: o que são?
Enormes esferas em cujo interior ocorrem
processos de fusão nuclear com intensa liberação
de energia
Energia é liberada na forma de radiação (incluindo
luz)
Composição química variada, principalmente
hidrogênio e hélio.
Análise da emissão luminosa
Fotometria (radiação captada pelo equipamento
em faixa de comprimentos de onda)
Espectroscopia (distribuição da radiação captada
em função do comprimento de onda)
Fotometria
Integrada (luz proveniente de qualquer ponto do
objeto observado)
Distribuição de brilho (luz proveniente de cada
ponto do objeto)
“Quantidade” de luz captada expressa em
magnitudes
Magnitude aparente:
Quanto menor a magnitude, mais brilhante é a
estrela
Se a estrela A for 10 vezes mais brilhante que a
estrela B, então
݉‫ ܣ݉ = ܤ‬+ 2,5
A magnitude aparente de referência é a magnitude
da estrela Vega
Magnitude absoluta:
Magnitude aparente da estrela se estivesse a uma
distância de 10 pc
‫ ݉ = ܯ‬+ 5 − 5 log ݀
Banda fotométrica
Intervalo de comprimento de onda que
corresponde a um filtro físico
Sistema fotométrico: conjunto de bandas
fotométricas que cobrem diferentes intervalos de
comprimento de onda
Ex. sistema UBV: MU, MB, MV
Índice de cor
Diferença entre duas magnitudes
ܷ − ‫ ܷ݉ = ܤ‬− ݉ ‫ܤ‬
Luminosidade
Magnitude absoluta expressa em escala linear
‫ܮ‬
′)
−0,4(‫ܯ‬−‫ܯ‬
= 10
′
‫ܮ‬
Luminosidade bolométrica: luminosidade total em
todas as frequências
Espectroscopia
Coleta de espectro da radiação emitida
Classificação das estrelas
Tipos espectrais: padrões de distribuição de
radiação e de linhas
Tipo espectral
Temperatura (K)
Coloração
Exemplo
O
25000-50000
Azul
Alnitak
B
11000-25000
Azulada
Rigel
A
7500-11000
Branca
Sirius
F
6000-7500
Branco-amarelado
Canopus
G
5000-6000
Amarelo
Sol
K
3500-5000
Laranja
Arcturus
M
2700-3500
Vermelha
Antares
Classes de luminosidade
Classes de luminosidade
Classe de luminosidade
Tipo de estrela
I-II
Supergigantes
III
Gigantes
V
Sequência principal
VII
Anãs brancas
Fonte de energia estelar
Fusão nuclear
Pressão de radiação mantém a estabilidade da
estrela
Reações nucleares
Estrelas semelhantes ao Sol: ciclo próton-próton
H1 + H1 → H 2 + ݁ + + ߥ
H 2 + H1 → He3 + ߛ
He3 + He3 → He4 + H1 + H1
Reações nucleares
Estrelas com mais de 1,5 massas solares: ciclo CNO
C12 + H1 → N13 + ߛ
N13 → C13 + ݁ + + ߥ
C13 + H1 → N14 + ߛ
N14 + H1 → O15 + ߛ
O15 → N15 + ݁ + + ߥ
N15 + H1 → C12 + He4
Reações nucleares
Estrelas entre 0,6 e 10 massas solares: triplo α
He4 + He4 → Be8 + ߛ
Be8 + He4 → C12 + ߛ
Nuvens moleculares:
H, He, outros elementos
Densidades da ordem de
dezenas de partículas por
cm3
Colapso gravitacional:
Fragmentação
Picos de densidade:
proto-estrelas
Aumento de massa no
colapso: início da fusão
nuclear e formação de
estrela
Sequência principal
Sequência principal:
Primeira fase da vida de uma estrela (90% da vida)
Tipo espectral
Massa (em massas
Raio (em raios
Tempo na sequência
solares)
solares)
principal (anos)
O
> 15
>6
< 107
B
3 – 15
2,5 – 6
1x107 – 2x108
A
1,5 – 3
1,5 – 2,5
2x108 – 2x109
F
1 – 1,5
1 – 1,4
2x109 – 2x1010
G
0,75 – 1
0,8 – 1
1x1010 – 3x1010
K
0,5 – 0,75
0,6 – 0,8
3x1010 – 2x1011
M
0,1 – 0,5
0,2 – 0,6
2x1011 – 2x1012
Estrelas M até K
Convecção em todo seu volume
Renovação do H nuclear
Massa insuficiente para reações triplo alfa: fim das
reações nucleares e “morte” da estrela
Estrelas G até O
Abundância de He nuclear: colapso, aumento da
temperatura central, expansão das camadas
externas
Massa suficiente para reações triplo alfa: saída da
sequência principal
Estrelas gigantes (até 10 massas solares) e
supergigantes
Estrelas gigantes e supergigantes
Diversas camadas nas quais diferentes reações
nucleares ocorrem
Gigantes: fusão do silício em ferro é a última
reação possível, seguido de “morte” da estrela
Supergigantes: fusão do ferro. Reação
endotérmica : colapso do núcleo
Estrelas até 10 massas solares
Fim das reações
nucleares seguido
de colapso do núcleo
e ejeção das camadas
externas
Formação de
nebulosa planetária
Anã branca
Estrelas acima de 10 massas solares
Fusão do ferro drena energia
do núcleo e produz colapso
muito rápido
Ejeção brusca das camadas
externas: supernova
Até 15 massas solares:
remanescente é estrela de
nêutrons
Acima de 15 massas solares:
remanescente é buraco negro
Propriedades fundamentais
Tipos espectrais, classes de luminosidade
Formação das estrelas
Evolução estelar
Estágios finais das estrelas
Anãs vermelhas, anãs brancas, estrelas de
nêutrons, buracos negros