ESTRUTURA E EVOLUÇÃO ESTELAR NEBULOSAS

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1 ESTRUTURA E EVOLUÇÃO ESTELAR NEBULOSAS Numa galáxia podem existir várias regiões de formação, consideradas berçários de estrelas, que são as nuvens de gás e poeira.

2 protoestrela Em alguns pontos da nuvemmãe a concentração de gás e poeira pode ser alta o suficiente para que a matéria sofra contração sob o efeito da gravidade. A energia é transformada, causando o aquecimento da matéria e provocando a emissão de radiação do objeto.

3 colapso gravitacional A temperatura da protoestrela aumenta e seu raio diminui devido à contração gravitacional. Por causa das elevadas temperatura e pressão, aumenta a força no sentido de expulsar o material, e esta é balanceada pela força gravitacional, que tende a contrair a estrela. Quando o equilíbrio entre pressão e gravidade é atingido na região central, o gás torna-se opaco, não permitindo a saída direta da radiação do objeto central. As camadas mais externas continuam se contraindo, a área superficial diminui, causando uma diminuição da luminosidade

4 Tempo de contração Após alguns milhares de anos de contração gravitacional a temperatura chega a K. O tempo total gasto para o colapso gravitacional que ocorre durante a formação de uma estrela depende de sua massa inicial. As protoestrelas de altas massas são as que se contraem num tempo mais curto. Protoestrelas menos massivas que 0.08 M (massa solar) nunca chegam a desenvolver a pressão necessária para iniciar a queima de hidrogênio em seu interior. Algumas pequenas protoestrelas se contraem até tornarem-se objetos semelhantes a planetas.

5 Já as de massa maior que 100 M desenvolvem altas temperaturas tão rapidamente, que a pressão de radiação torna-se a força dominante contra o colapso gravitacional. As grandes quantidades de gás e poeira ao redor das estrelas em formação impedem que se observe diretamente a radiação desses objetos, tornandoos "invisíveis para telescópios ópticos. Isso ocorre porque os grãos de poeira absorvem a radiação emitida pelo objeto central e re-emitem em comprimentos de onda "mais frios", na faixa do infravermelho.

6 O nascimento de uma estrela é marcado pelo início das reações nucleares no seu interior. Quando a parte central da protoestrela fica quente o suficiente, iniciam-se os processos de fusão nuclear, gerando a energia necessária para a estrela se sustentar. Basicamente os processos de fusão envolvem 4 núcleos de hidrogênio que se fundem, para formar 1 núcleo de hélio.

7 Enquanto o hidrogênio tem apenas 1 próton em seu núcleo, o hélio possui 2 prótons e 2 nêutrons, sendo que a massa do núcleo formado é um pouco menor que a soma das massas dos núcleos utilizados. É essa diferença de massa (0.007 da massa inicial) que será convertida em energia no interior estelar. Como 90% dos átomos de uma estrela são de hidrogênio, ela tem armazenada uma grande quantidade de combustível para ser "queimado".

8 A chamada cadeia próton-próton domina o processo de geração de energia nas estrelas com massas menores, incluindo o Sol, enquanto que o ciclo do carbono é dominante nas estrelas com massas maiores. Nos casos em que o hélio já foi formado e as temperaturas são muito elevadas ocorre o chamado processo triplo-alfa. Cadeia próton-próton Esta é a cadeia dominante em estrelas cuja temperatura central é menor que K (milhões). Inicialmente dois átomos de hidrogênio se fundem para formar um núcleo de deutério, um pósitron (e+) e um neutrino (n). O neutrino imediatamente escapa da estrela, enquanto que o pósitron logo colide com um elétron e ambos são aniquilados, liberando energia.

9 Em seguida o núcleo de deutério se funde a um outro átomo de hidrogênio, para se transformar num isótopo de hélio com 2 prótons e 1 nêutron, liberando ainda energia na forma de fótons Por fim, dois desses isótopos se fundem para formar um átomo de hélio e dois núcleos de hidrogênio. Sendo assim, um total de 6 núcleos de hidrogênio estão envolvidos nas reações, mas apenas 4 deles são utilizados para formar o hélio.

10 Ciclo do Carbono início Este ciclo inicia-se com a fusão de um núcleo de hidrogênio com um núcleo de carbono. Depois de várias etapas, formam-se 1 núcleo de hélio e um de carbono, e um novo ciclo pode se inicar.

11 Processo triplo alfa O núcleo do átomo de hélio, também chamado "partícula alfa", pode participar da produção de carbono em interiores estelares com temperaturas acima de K (100 milhões). Como 3 núcleos de He produzem um núcleo de C, o processo é chamado "triplo-alfa". Acima do limite de 8 massas solares aproximadamente (o valor exato depende da composição química) as temperaturas centrais atingem valores acima de 10E9K e, em seus estágios finais de evolução, essas estrelas possibilitam a formação dos elementos mais pesados (O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca). Esses elementos são chamados elementos alfa, pois sua formação dá-se pela captura de um núcleo de 4He (partícula alfa) por um núcleo mais leve.

12 O estudo dos vários processos que podem formar elementos mais pesados no interior estelar é chamado nucleossíntese. Acredita-se que a síntese de isótopos de hidrogênio e hélio ocorreu nos primeiros minutos após a origem do Universo e que os elementos pesados foram formados em processos estelares. Uma fase de estabilidade: a seqüência principal Para que a fusão nuclear se inicie, os núcleos devem estar suficientemente próximos uns dos outros, mas por serem todos de carga positiva a repulsão elétrica entre eles impede a aproximação necessária e a fusão não ocorre.

13 No interior de uma protoestrela em contração a temperatura aumenta conforme o objeto colapsa, e assim partículas atingem altas velocidades. Dessa forma, alguns núcleos terão a energia necessária para superar a repulsão elétrica, permitindo que os mesmos possam interagir. Uma vez estabelecidos os processos termonucleares, eles se auto-controlam.

14 Quando a produção de energia nuclear aumenta, um excesso de pressão é gerado, provocando uma tendência de expandir a estrela. Com o aumento do tamanho, o gás no interior da estrela tende a se resfriar. Assim, a estrela acaba encontrando a temperatura e o tamanho ideais para o equilíbrio, permitindo que ela fique estável por um longo período.

15 Essa fase de estabilidade, pela qual a estrela passa durante a maior parte de sua vida, é a chamada de seqüência principal no diagrama HR (de Hertzsprung e Russell). Cerca de 10 bilhões de anos depois que a estrela chegou na seqüência principal, quando a diminuição do hidrogênio é substancial, o núcleo de hélio começa a contrair. Quanto mais massiva a estrela maior a temperatura em seu interior. As estrelas mais quentes e mais massivas têm alta luminosidade superficial e consomem seu combustível a taxas muito mais altas que estrelas menos massivas, e portanto têm um tempo de vida mais curto.

16 ESTÁGIOS FINAIS DA EVOLUÇÃO ESTELAR Quando, finalmente, o combustível em seu núcleo termina, a estrela começa a morrer. Os estágios finais da evolução estelar podem ser mais tranqüilos ou mais catastróficos, e isso vai depender crucialmente da massa das estrelas. No caso de estrelas de massa pequena ou intermediária, como o Sol, a estrela se transforma em uma gigante vermelha, movendo-se para cima e para a direita no diagrama HR.

17 No final da fase de gigante vermelha, a estrela ejeta suas camadas externas, formando uma nebulosa planetária, enquanto que o objeto central (a maior parte da massa da estrela original) transforma-se em uma estrela anã branca. A anã branca é estágio terminal para esse tipo de estrela, pois a partir daí não mais ocorrem reações nucleares e o objeto se torna uma anã negra. O objeto SDSS é uma anã-branca com forte presença de oxigênio.

18 Evolução no diagrama HR de estrelas de massa pequena ou intermediária, da sequência principal até a fase de anã branca. As estrelas de grande massa têm uma evolução mais rápida e dramática. Deixam a sequência principal em direção ao ramo das supergigantes, explodindo posteriormente como uma supernova. Existem limites para a massa das estrelas, que geralmente não ultrapassam 100 massas solares.

19 A onda de choque da supernova pode iniciar a formação de estrelas em outras nuvens interestelares. Os restos do núcleo podem formar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, dependendo da massa da estrela original. Na estrela de nêutrons a atividade de explosões nucleares acabou. A força de gravidade se torna imensa e comprime a matéria dentro de uma esfera de raio equivalente a uma cidade como São Paulo, algumas dezenas de quilômetros.

20 Devido aos efeitos da enorme pressão, elétrons e prótons se fundem em nêutrons Estes nêutrons estão tão comprimidos devido à pressão, que muitos dizem que a estrela de nêutrons é um único núcleo atômico, gigantesco. Para vocês terem uma idéia, é tanta matéria num espaço tão pequeno, que se pudéssemos cortar um cubo de um cm de aresta da estrela e pesar numa balança, com certeza esta balança teria que medir numa escala de milhares de toneladas. Este corpo extremamente massivo, devido a uma lei da conservação de momento angular, gira muito rápido. Seu período de rotação varia de milésimos de segundo até poucos segundos. A velocidade na superfície destas estrelas chega a ser décimos da velocidade da luz, km/s.

21 Um campo magnético muito forte também pertence a estas estrelas, a pouca radiação que escapa da sua superfície, na forma de ondas de rádio, raios gama, etc, sai pelos pólos norte ou sul magnéticos, onde o campo magnético, assim como num imã, converge. Quando um destes feixes de radiação que saem dos pólos é direcionado para a Terra, devido à rotação da estrela, conseguimos observar um pulso nos nossos detectores de rádio. Um pulso periódico e muito preciso, mais preciso que o melhor de nossos relógios.

22 Quando as estrelas de nêutrons foram descobertas, na década de 60, acreditou-se de se tratar de um sinal de extraterrestres, devido a sua extrema precisão nos pulsos. Buracos Negros

23 Resumindo...

24 E o que são quasares??? Um quasar (quase-estelar) é um objeto astronômico distante e poderosamente energético com um núcleo galáctico ativo, de tamanho maior que o de uma estrela, porém menor do que o mínimo para ser considerado uma galáxia.

25 Existem evidências de que os quasares se afastam da Via Láctea e que podem expelir parte de sua massa em jatos (formados por partículas de alta energia) de velocidade próxima a da luz. Só foi possível perceber sua existência porque eles emitem ondas de rádio captáveis por nossos radiotelescópios. As imagens que são mostradas não são digitais e sim apenas uma representação dedutiva de seu molde. Pulsar em Remanescente de Supernova - Messier 1 Observada pelos chineses no ano 1054, essa supernova dominou o céu boreal durante alguns meses. Hoje seus restos se expandem a velcidades incríveis e, em seu coração, bate acelerado um pulsar, uma estrela de neutrons. O pulsar gira a cada segundos e tem algumas milhas de diâmetro. Na imagem é a mais fraca das duas estrelas geminadas próximas ao centro da nebulosa.

26 Quasar PKS Aqui podemos ver a diminuta imagem desse, supostamente, longínquo objeto, situado nos confins do universo observável Aglomerados Estelares A infância de um grupo de estrelas jovens é denominada como aglomerados abertos. Para o aglomerado das Plêiades (idade estimada em 10E8 anos) observa-se ainda alguns eventos de perda de massa em algumas de suas estrelas. Um outro tipo de aglomerado estelar é chamado aglomerado globular, como o Omega Centauri. Este tipo é formado por estrelas muito antigas.

27 FIM

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