Nascimento e Evolução das Estrelas. Prof. Dr. Alan Alves Brito

Transcrição

1 Nascimento e Evolução das Estrelas Prof. Dr. Alan Alves Brito

2 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

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4 O que é uma estrela?

5 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

6 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)

7 Diferentes Estrelas Luminosidade: Brilho da estrela; a quantidade de energia produzida no centro da estrela Cor: Temperatura superficial da estrela Rigel

8 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

9 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

10 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

11 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

12 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%)

13 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

14 Aglomerados Estelares Aglomerados Abertos estrelas jovens Aglomerados Globulares estrelas velhas

15 Reações Nucleares fissão fusão No interior das estrelas o processo é por fusão, diferente da fissão: elementos mais leves transformados em elementos mais pesados

16 Reações Nucleares + Energia 1 4H 4 1 He Número de partículas é o mesmo Massa de H > massa de He

17 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.

18 Des(equilíbrio) PT < PG Contração PT = PG Equilíbrio PT = Pressão Térmica PG = Pressão Gravitacional PT > PG Expansão

19 Diagrama HR: Hertzsprung-Russel

20 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 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

21 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 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

22 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 ,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

23 Luminosidade (relativa ao Sol) 10, 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 ,000 10,000 7,000 5,000 Temperatura (Kelvin) 3,000

24 Luminosidade (relativa ao Sol) 10, Sol 1 Gigante vermelha nesse ponto Torna-se mais quente e um pouco mais brilhante ,000 10,000 7,000 5,000 Temperatura (Kelvin) 3,000

25 Luminosidade (relativa ao Sol) 10,000 Sol A fusão nuclear cessa 0.01 O Sol torna-se uma anã branca, muito menos luminosa, mas com T superficial mais quente ,000 10,000 7,000 5,000 Temperatura (Kelvin) 3,000

26 Imagem do aglomerado globular Omega Centauri, tomada no WFC3/UVIS do Hubble Space Telescope (HST)

27 Um zoom na região central do aglomerado

28 Imagem feita após combinar imagens separadas no vermelho, verde, e azul

29 Imagem vermelha no filtro F814W (vê-se apenas luz vermelha)

30 A imagem verde é do filtro F336W (vê-se apenas luz azul)

31 A imagem azul é do filtro F225W (vê-se apenas luz ultravioleta)

32 Imagem combinada (vermelho + verde + azul )

33 As cores são extremas porque

34 as estrelas vermelhas não emitem quase nada no azul, enqaunto as estrelas azuis não emitem quase nada no vermelho

35 Imagem combinada (vermelho + verde + azul ) outra vez

36 Os astrônomos gostam de estudar quantitativamente as cores das estrelas

37 Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as estrelas vermelhas no lado direito

38 Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as estrelas vermelhas no lado direito

39 Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as estrelas vermelhas no lado direito

40 Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as estrelas vermelhas no lado direito

41 Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as estrelas vermelhas no lado direito

42 Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as estrelas vermelhas no lado direito

43 Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as estrelas vermelhas no lado direito

44 Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as estrelas vermelhas no lado direito

45 Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as estrelas vermelhas no lado direito

46 Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as estrelas vermelhas no lado direito

47 Os astrônomos gostam de separar as estrelas por cores, colocando as estrelas azuis no lado esquerdo e as estrelas vermelhas no lado direito

48 Nota: há poucas estrelas extremas; muitas são white, o que significa que tem um espectro balançado

49 Astrônomos também gostam de caracterizar as estrelas em termos do brilho

50 Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama cor-magnitude

51 Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama cor-magnitude

52 Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama cor-magnitude

53 Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama cor-magnitude

54 Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama cor-magnitude

55 Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama cor-magnitude

56 Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama cor-magnitude

57 Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama cor-magnitude

58 Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama cor-magnitude

59 Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama cor-magnitude

60 Os astrônomos gostam de separar as estrelas pondo as brilhantes no topo e as fracas abaixo no diagrama cor-magnitude

61 Este é o conhecido diagrama cor-magnitude

62 Quando os astrônomos graficaram as estrelas pela primeira vez dessa forma, eles notaram que as estrelas não ocupavam espaços aleatórios no diagrama

63 As estrelas tendem a ocupar sequências bem definidas no diagrama

64 A posição das estrelas em diagramas como esse levou os astrônomos a desenvolver a teoria de evolução estelar

65 MS A vasta maioria ocupa a Sequência Principal (MS)

66 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

67 MS A SP é uma sequência de massa. Estrelas mais brilhantes (topo) são mais massivas; estrelas mais fracas (abaixo) são menso massivas

68 MS As estrelas mais massivas consomem H mais rápido do que as estrelas menos massivas

69 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).

70 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)

71 RGB SGB MS À medida que a queima por camadas se processa, mais e mais He se deposita no núcleo

72 RGB SGB MS Quando o núcleo atinge massa suficiente ele finalmente é capaz de iniciar a queima de He em C

73 RGB HB SGB MS A estrela reajusta a sua estrutura uma vez mais e se move para o Ramo Horizontal das Gigantes (HB)

74 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

75 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

76 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)

77 Ciclo de vida das estrelas

78 Ciclo de vida das estrelas: do nascimento até a morte (MASSA) baixa massa: estrela (< 8 Msol) alta massa: estrela (> 8 Msol)

79 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)

80 Tabela Periódica: Estrelas de Baixa Massa

81 Supernova Tipo Ia: sistema binário Ferro (bilhões de anos)

82 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)

83 Ciclo CNO: elementos da vida raio gama

84 Processo Triplo-Alfa

85 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

86 Evolução de uma estrela de 25Msol

87 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

88 Tabela Periódica: Estrelas de Alta Massa

89 Explosão de Supernova 1987A Grande Nuvem de 150 mil anos-luz

90 Supernova Tipo II: Oxigênio (milhões de anos)

91 Remanescente de Supernova

92 Formação de Nêutrons

93 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

94 Tabela Periódica: Estrelas de Alta Massa

95 Tabela Periódica: HOJE

96 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)

97 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

98

99 Ciclo de vida das estrelas

100

101 Somos poeira estelar. Somos filhos das estrelas.

102 Rock Star c