(Microsoft PowerPoint - EVOLU\307\303O ESTELAR 3 ... - UNEMAT

Qual a motivaçãopara o estudo daevolução estelar?O Sol é uma estrela!

Como nascem asestrelas?

As estrelas são compostaspor gases submetidos aaltas pressões etemperaturasQuais as condições paraque estes gases seacumulem e constituam umaestrela?

NebulosasO meio interestelar é oespaço entre as estrelas.Este meio é composto denuvens moleculares e departículas pequenas.O meio interestelarcorresponde a cerca de 20%a 30% da massa de umagaláxia.NGC 3370

NebulosasA composição do meiointerestelar é principalmenteHidrogênio e Hélio epartículas de poeira.Está imerso em radiaçãoeletromagnética, camposmagnéticos e partículas deraios cósmicos.Sua temperatura é deaproximadamente 10 4 K.

NebulosasAs partículas do meiointerestelar são bastantepequenas (~ 1 milionésimo demm) e tem na suaconstituição: H, C, O, Si,Mg e Fe.O tamanho destas partículasé de aproximadamente o λda luz azul do visível.Por este motivo, estaspartículas espalham maiseficientemente essa luz.M 42

NebulosasA figura ao lado, a nebulosaTrifide, é um exemplo denuvem que emite e reflete.A emissão fornece o tomvermelho. Isto é devido aoaquecimento do gás emtorno de estrelas quentes.A cor azul é devida aoespalhamento da componenteazul da luz estelar.

NebulosasOs principais tipos denebulosas são: de Emissão,de Reflexão e Absorção.A energia absorvida deestrelas jovens e quentesexcitam o gás H 2 e o fazememitir a radiaçãocaracterística.As partículas pequenas depoeira num gás frioespalham e refletem a luzde estrelas próximasM 42 (emissão)Cabeça de Bruxa(reflexão)

NebulosasQuando a nuvem está nafrente do objeto emissor,ela absorve a luz e revela asua forma como uma“silhueta”.Nebulosa Cabeça deCavalo(absorção)NGC 6559(absorção, reflexão e emissão)

NebulosasNebulosas de emissão ereflexão são muito quentese difusas (densidade baixa)para possibilitarem aformação de estrelas!Grandes regiões de gases(principalmente H 2 ) com altadensidade e temperaturasbaixas são propicias para aformação estelar.NuvensMoleculares

Nuvens MolecularesSão restos da formação degaláxias, e sãoprincipalmente constituídasde H 2 . Estas nuvens sãofrias (10 K a 20 K) e densas(10 6 a 10 10 partículas/cm 3 ).Possuem diâmetros de 1 a300 anos-luz e sãoberçários de estrelas comoo Sol, formando de 10 a10 7 estrelas.Cinturão de Orion(Visível)

Nuvens MolecularesPara formar estrelas anuvem molecular deve secontrair. A geração destacontração pode ser atribuídaa vários fatores: colisõesentre nuvens; ondas dechoques de supernovas;proximidade de regiões deformação de estrelasmaciças.Imagem Rádio daNebulosa de Órion

ContraçãoGravitacionalO acúmulo de matéria fazcom que a atraçãogravitacional aumente.Desta forma as partículassão atraídas maisrapidamente e a energiagravitacional é convertidaem energia térmica (calor).O gás emite radiaçãoinfravermelha e microondas.

ContraçãoGravitacionalÀ medida que a densidadeaumenta a radiação écrescentemente atenuadaaté ser totalmente blindada.A radiação infravermelhaaprisionada aquece aindamais o gás aumentandoconsequentemente apressão. Esta é a fase daprotoestrela.

Pré-SequenciaPrincipalCaracterísticas:Tempo: 10 milhões de anosRaio ∼ 1,33 RT núcleo ∼ 10 milhões de KT superf ∼ 4500 KFonte: Cadeia próton-prótonao redor da estrela

ContraçãoGravitacionalNesta fase a massa da protoestrela é cerca de1% da estrela que se formará.A protoestrela continua a acretar matéria poratração gravitacional (maior massa maior atração)e cerca de 1 milhão de anos as condições depressão e temperatura são suficientes para iniciaras reações de fusão nuclear.O hidrogênio é convertido em hélio(nascimento da estrela).

Geração deEnergia do SolFusão NuclearH He

EquilíbrioHidrostáticoA estrela cessa de acumular matéria no seucentro pois a pressão da radiação equilibra aforça gravitacional. Este processo é chamado deEquilíbrio Hidrostático.A matéria ao redor da estrela pode se aglutinar eformar outras estrelas ou planetas.

EquilíbrioHidrostáticoNascimento daestrela: Apressão daradiação (setaspretas)equilibra apressão daforçagravitacional(setas verdes).

Evolução das Estrelas:Diagrama HRO desenvolvimento da estrela pode ser previstopor meio de informações a respeito de sualuminosidade e temperatura. Estas informaçõesquando dispostas num gráfico mostram umaregularidade das estrelas. As estrelas se agrupamem certas regiões deste gráfico. Este gráfico échamado deDiagrama de Hertzprung-Russel ou HR.

Evolução das Estrelas:Diagrama HRAnãsBrancasQuentes eLuminosasGigantesVermelhasFrias e poucoluminosasO diagrama HR ao ladomostra as fases da vidade uma estrela. A maiorparte da vida de umaestrela, como o Sol, érepresentada pela linhatracejada:A Sequência Principal.Índice de Cor(B-V) ou tipoEspectral

Evolução das Estrelas:Diagrama HRA partir dodiagrama HR épossível conhecer amassa, composiçãoquímica, tipoespectral,temperatura,luminosidade, cor,idade e históriaevolucionária.

Podemos dividir as fases da vida deuma estrela em: Protoestrela Pré-Sequencia Principal Sequencia Principal de Idade Zero Ramo das Gigantes e Supergigantes Ramo das Anãs

Sequencia Principalde Idade ZeroCaracterísticas:Tempo: 27 milhões de anosRaio ∼ RT núcleo ∼ 15 milhões de KT superf ∼ 6000 KFonte: Cadeia próton-próton no núcleo

Estrelas JovensConstelação de OmegaCentauri

Sequência PrincipalNa sequência principal asestrelas realizam o processode fusão nucleartransformando hidrogênio emhélio nos seus núcleos.O tempo de uma estrela naO tempo de uma estrela nasequência principal dependeda sua massa: quanto maiora massa mais rapidamente ohidrogênio se esgota nonúcleo e portanto menor otempo na sequênciaprincipal.

Cadeia P-PA cadeia PP é afonte principalpara estrelasfrias (1 M )

Acabou o H donúcleo!10 bilhões deanosdepois...A Morte estápróxima!

O núcleo de Helionão temtemperaturasuficiente parasintetizar o CarbonoAjustes sãonecessários!Expansão daEstrela

A estrela aumentaenormemente o seuraio100 milhões de anosdepois...Gigante Vermelha

ComparaçãoGiganteVermelhacom raio 100vezes maior doque o SolSol

Gigantes VermelhasMaterial do núcleo de Hélio:1 ml = 1 toneladaFísica Clássicanão é maisválida!Flash doHelio

Início da fusão doHelio no núcleoDezenas de milhõesde anos depois doflash do HelioSupergiganteVermelha

SupergiganteVermelha

Supergigantes VermelhasEstrelas com massasmaiores do que 8 M solpassam para o ramo dasSupergigantesVermelhas.A cada processo defusão a atmosferada estrela aumenta.Devido a massadestas estrelas, oprocesso de fusãocontinua além docarbono: neônio,magnésio, silício,enxofre, níquel eferro.Mais Fria e Mais Vermelha

Supergigantes VermelhasO destino das estrelas nesse ramo não é bemconhecido!Essas estrelas podem passar por eventos explosivose deixar no seu núcleo: uma estrela de nêutrons,um pulsar, um magnetar ou até mesmo um buraconegro.

O núcleo de Carbono nãopossui temperaturasuficiente para fusãoProdução de Energianas Camadas maisExternas

Maio/2002 Setembro 2002Outubro/2002Dezembro/2002

Nebulosa PlanetáriaOlho de Gato

Envoltória emexpansãoA estrela se divideem duas partes:Núcleoextremamentedenso(Anã Branca)

Anãs BrancasEste ramo estálocalizado no cantodireito inferior dodiagrama HR. É oestágio final estrelascom massas de 0,8 a8 M sol .A massa destas estrelasnão excede 1,4 M sol(limite de Chandrasekhar)O raio destasestrelas é um poucomaior do que o daTerra (∼1,5 R T ).Pouca LuminosidadeDensidade AltíssimaExtremamenteQuente

Maior Diamante doUniverso

Ciclo CNOO ciclo CNO é afonte principalpara estrelasmais quentes

Dependência da geraçãode energia com a massaZona convectivainterna e radiativaexternaZona radiativainterna econvectivaexternaCiclo CNO dominaCadeia PP domina

Equações da Estrutura Estelardmdr1= =2Conservação de Massa 4πrρ ou2dr dm 4πrρdP Gmρ dP GmEquilíbrio Hidrostático = − ou =dr r dm 4πrdL2 dLEquilíbrio Térmico = 4πrρε ou = εdrdmTransporte de Energia2 4d T 3 k ρ L d T 3kL= − ou = −RADI2 3 2 4 3dr 16πacr T dm 64π acr TdT 2 T dP dT 2 T dP= ou =CONVdr 5 P dT dm 5 P dmdT3κcρLdT3κcL= − ou = −COND2 3 2 4 3dr 16πacr T dm 64π acr TEquação de Estado P = P T ( r),ρ( r), µ ( r)[ ][ µ ]= [ T r r µ r ]Opacidade k = k T ( r),ρ( r), ( r)Geração de energia ε ε ( ),ρ( ), ( )

Evolução do Sol

Referências• chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/• http://www3.gettysburg.edu/~marschal/clea/CLEAhome.html• http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node14.htm• http://cass.ucsd.edu/public/tutorial/StevI.html• http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/• http://pessoais.ov.ufrj.br/helio/aulas/iga242/AstrofisicaI_Aula17.ppt• http://astroweb.iag.usp.br/~dalpino/• http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html