Ensino de Astronomia UFABC. Aula: Estrelas II. Universidade Federal do ABC Yuri Fregnani

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1 Universidade Federal do ABC Yuri Fregnani Ensino de Astronomia UFABC Aula: Estrelas II omo seria o céu noturno sem poluição atmosférica e luminosa - Thierry Cohen - São Paulo 23 32' 09'' S Lst 11:52 ttp://thierrycohen.com/pages/work/starlights.html#

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3 Resumo da última aula

4 Resumo Vimos que o meio interestelar, o meio entre as estrelas, é formado de gás + poeira interestelar. Esses elementos podem se aglomerar, formando nebulosas e nuvens moleculares gigantes.

5 Esses aglomerados podem sofrer alguma perturbação e se fragmentarem. Após a fragmentação, dependendo de sua massa, se tornam instáveis gravitacionalmente e colapsam.

6 O colapso gravitacional aquece o núcleo de matéria condensada, ele começa a girar e ficar mais denso. Ao atingir pressão e temperatura suficientes, o núcleo começa a fusão nuclear do hidrogênio em hélio. A estrela nasce.

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8 Nuvem molecular de formação estelar NGC 1333 Stardust de março de 2014

9 Como as estrelas vivem?

10 Como elas vivem? Para se manter viva, a estrela precisa queimar. Para gerar energia, ocorre a fusão nuclear. Essa reação ocorre devida à enorme pressão e temperatura existentes dentro da estrela. Essa pressão e temperatura são suficientes para fazer com que os núcleos dos átomos se fundem, criando novos elementos químicos. A fusão começa com os átomos de hidrogênio que se fundem formando hélio. A energia liberada durante esse processo mantém a estrela viva, vencendo a força gravitacional que ainda existe sobre ela, tentando esmagá-la.

11 A fusão nuclear libera energia, através da famosa relação de Einstein: E=mc² Quando os átomos de hidrogênio se fundem, a massa do hélio resultante é menor do que simplesmente a soma das massas dos átomos de hidrogênio individuais.

12 É essa diferença nas massa que é transformada em energia e que faz com que a estrela brilhe. Massa do hidrogênio: Kg Massa do Deutério: Kg Massa do Hélio: Kg Soma de 2 deutérios = Kg Diferença: Kg ENERGIA!!

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15 Pontos importantes A estrela chega ao seu fim quando não há mais combustível para que ocorra a fusão nuclear. Quanto mais massa uma estrela tem, mais curta é a sua vida (o que não é intuitivo). Todas nascem de forma semelhante, porém a vida e morte de cada estrela dependem principalmente de sua massa.

16 Pontos importantes A vida de estrela é uma batalha constante entre a gravidade (que a contrai) e a pressão interna (que a expande). Gravidade Gravidade Pressão Interna Gravidade Gravidade

17 Pontos importantes Quando a gravidade e pressão estão balanceadas a estrela está em equilíbrio hidrostático. Mas o que acontece quando transformações dentro da estrela fazem com que a pressão interna ou a gravidade predomine? A estrela irá expandir ou contrair até atingir novamente um equilíbrio. Isso pode levar a mudanças significativas de tamanho, brilho e cor.

18 Classificação das estrelas Organizando as observações

19 Classificação das estrelas Por serem corpos de grande variedade, é necessário classificar as estrelas. Existem dois tipos de classificação.

20 Classificação das estrelas Classificação Estelar (Classificação espectral de Harvard): Foi criada na metade do século 20 com o intuito de unificar os trabalhos em astronomia. Os fatores levados em conta para a classificação são: Temperatura, Cor, Massa, Tamanho e Luminosidade. É importante notar que a descrição da cor das estrelas é feita como vista da Terra, através da nossa atmosfera. Os outros aspectos, são calculados em comparação com o nosso Sol.

21 M = Massa do Sol R = Raio do Sol L = Luminosidade do Sol *Nosso Sol é uma estrela do tipo G

22 Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me! Para lembrar a classificação das estrelas.

23 Classificação das estrelas Diagrama de Hertzsprung-Russell: É um gráfico onde se distribui as estrelas relacionando sua magnitude absoluta e classificação estelar ou luminosidade e temperatura efetiva. Foi criado por volta de Magnitude absoluta é o tamanho que um objeto teria se estivesse a uma distância padronizada. Ela nos permite comparar o brilho de objetos sem levar em consideração as distâncias em que eles se encontram. A distância padrão é de 10 parsecs (em torno de 32,616 anos luz, ou Km).

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25 Evolução Estelar

26 A evolução estelar é extremamente lenta, em comparação com a vida humana. Em nossos 5000 anos de observação do céu, a maioria das estrelas não mudou de forma apreciável.

27 Imagine que você está olhando vários cachorrinhos, de uma mesma espécie, em um canil. Você nunca viu cachorros antes, então não tem certeza de como eles nascem e crescem. Tudo o que você vê, são vários cachorrinhos de idades diferentes. Você tem 2 minutos para olhar todos eles vivendo ali. Depois disso, precisa criar um modelo de explique como um filhote vira um cachorro adulto, explicando cada etapa e processo que leva a essa evolução. Você não conseguirá, nesse tempo, ver os cachorrinhos crescerem, assim como não podemos ver as estrelas evoluindo.

28 Dada a dificuldade de observarmos as estrelas evoluindo, é necessário criarmos modelos que nos ajudem a explicar essa evolução. Para montarmos esse modelo, começamos a olhar um dos aspectos mais importantes das estrelas, a sua massa.

29 Se a massa da estrela for: Menor 0.072M ʘ : A temperatura do núcleo é menor do que 10 7 K A fusão nuclear não se estabiliza, nasce uma estrela frustrada, a anã marrom. Maior ~150M ʘ : A fusão nuclear começa antes da relaxação da estrela A estrela se desfaz antes de se formar. 0.07M ʘ < M < ~150M ʘ : A temperatura do núcleo passa dos 10 7 K A queima do hidrogênio começa. Uma estrela comum, como o Sol, nasce. Também chamada de estrela anã M ʘ < M < 2M ʘ : Estrelas de baixa massa 2M ʘ < M < ~8M ʘ : Estrelas de massa intermediária ~8M ʘ < M < ~150M ʘ : Estrelas de alta massa Esses limites não são bem conhecidos, podendo variar muito com as observações. O valor da massa é referente ao núcleo da estrela. M ʘ = Massa do Sol

30 A estrela passa por várias etapas durante sua vida. Todas elas dependem da massa que a estrela possui. Estrelas similares ao Sol passam por quatro etapas principais.

31 1º Fase: Queima de Hidrogênio Acontece no núcleo da estrela. O núcleo chega a uma temperatura maior que 10 7 K, átomos de hélio começam a se formar. O processo de produção de hélio aqui, é feito pelo Ciclo p-p.

32 1º Fase: Queima de Hidrogênio Se a massa da estrela for de 1.2M ʘ, a temperatura chega a K, quente o suficiente para que o ocorra um outro processo de formação do hélio, o Ciclo CNO.

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34 1º Fase: Queima de Hidrogênio A energia produzida no núcleo da estrela é transportada para fora dela. O modo como isso acontece depende da massa dela: Se a massa da estrela for menor que 0.4M ʘ a energia é transportada por convecção; Se a massa da estrela estiver entre 0.4M ʘ e 4M ʘ a energia é transportada por radiação até regiões mais afastadas do núcleo e depois transportada por convecção para fora; Se a massa da estrela por maior que 4M ʘ, ocorre o processo inverso, a energia é transportada por convecção para as regiões mais afastadas do núcleo e depois transportada por radiação para fora.

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36 2º Fase: Gigante Vermelha Após queimar todo o hidrogênio em seu núcleo, a estrela começa a passar por uma transformação. Seu núcleo se contrai, fazendo com que a camada acima dele "caia" sobre ele. Essa camada se aquece e começa a queimar o hidrogênio que existe nessa camada. O envelope também se aquece e expande, em reação, a superfície esfria.

37 2º Fase: Gigante Vermelha Antes de se tornar uma gigante vermelha, a estrela passa por uma fase de transição chamada Subgigante. Em estrelas com massa acima de 1.25M ʘ, essa fase é tão curta que raramente é observada.

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39 2º Fase: Gigante Vermelha Nessa fase, a temperatura na estrela cai, o que faria sua luminosidade diminuir, porém, como seu tamanho aumenta, a luminosidade também aumenta. Isso faz com que a estrela caminhe pelo diagrama Hertzsprung-Russell, indo para a direta, tornando-se Subgigantes e depois para cima, tornando-se Gigante Vermelha.

40 Subgigante

41 3º Fase: Queima de Hélio Aqui, a temperatura no núcleo da estrela é maior que 10 8 K. No núcleo começa a se formar carbono, por um outro processo de fusão nuclear, o processo α triplo. Estrelas com massas menores do que 0.5M ʘ jamais alcançam a temperatura necessária para realizar o processo α triplo.

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43 3º Fase: Queima de Hélio Esse processo da queima de hélio precisa de muito mais energia, levando a uma reação em cadeia chamada Helium Flash (Flash de Hélio). Essa reação faz com que o hélio seja queimado de forma extremamente rápida. Tão rápida que não é possível simular o processo em tempo real em computadores. Os códigos computacionais de evolução estelar calculam o processo mais lentamente que o realmente acontece.

44 3º Fase: Queima de Hélio A camada acima do núcleo ainda queima hidrogênio, enquanto o próprio núcleo se expande e o envelope se contrai e esquenta. Quando chega aqui, a estrela se desloca do topo do ramo de Gigantes Vermelhas para um ramo chamado Ramo Horizontal, por um caminho ainda não muito bem conhecido. Ainda não foi observado uma estrela fazendo esse caminho.

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46 4º Fase: Gigante do ramo Assintótico Essa fase acontece após a queima de hélio acabar, o que contrai o núcleo mais uma vez. A camada que estava acima do núcleo continua a queimar hélio e a camada acima dessa continua a queimar hidrogênio.

47 4º Fase: Gigante do ramo Assintótico Quando o Sol chegar a essa fase, será ainda maior e mais luminoso do que na fase de Gigante Vermelha. Ao final dessa fase, a estrela sofre pulsos térmicos e ventos forte que ejetam C, N e O. Essa é a origem de parte desses elementos no Universo.

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49 A Morte das Estrelas de baixa massa

50 Após bilhões de anos, a estrela não consegue mais sustentar as fusões nucleares que a mantêm viva e queimando. Como a energia gerada pela fusão nuclear agora é fraca, a gravidade começa a vencer a batalha.

51 Quando chega esse momento, começam novas transformações, ditadas pela quantidade de massa da estrela, que definirão seu destino final. A estrela começa a encolher, a temperatura vai aumentando até que finalmente ela colapsa. Esse colapso dá origem a outros corpos celestes.

52 Estrelas com Pouca Massa Quando a estrela possui um núcleo com uma massa menor que 1,4 vezes a massa do Sol, seu destino final é ser uma anã branca. Algumas estrelas chegam a ter um tamanho aproximado com o da Terra e com tanta massa quanto o Sol, tornando-se objetos super densos. São inicialmente quentes, mas esfriam rapidamente, emitindo radiação ultravioleta. Devido ao pequeno tamanho, possuem uma luminosidade baixa e aparecem na parte mais baixa do diagrama HR.

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54 Anã Branca Na anã branca, seu núcleo é formado de carbono. Como a pressão e temperatura em seu interior é extremamente alta, o carbono se comprime, tomando uma nova forma. Pesquisas indicam que o núcleo dessas estrelas podem ser formados de diamantes, tornando as anã brancas, verdadeiras jóias do Universo. A comparação com diamantes, é mais uma licença poética do que uma comparação de fato. A estrutura que o carbono adquire no núcleo é muito mais densa do que um diamante real.

55 As estrelas com núcleo com uma massa menor que 0.5M ʘ não chegam a queimar Hélio, elas viram Anãs Brancas de Hélio. Entretanto isso demora mais do que a atual idade do Universo, cerca de 13.7 bilhões de anos. As observadas têm outra origem, são estrelas com núcleo de hélio que perderam as camadas externas por interação com outras estrelas.

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57 Imagem:

58 Nebulosa Planetária Quando a estrela se torna uma anã branca, ela ejeta seu envelope, feito de gás ionizado. Possuem um brilho vermelho proveniente do hidrogênio e nitrogênio ionizados e um brilho azul do oxigênio. Seu nome vem do fato que, observadas em pequenos telescópios, podem parecer com planetas. Mas não possuem relação com eles.

59 Nebulosa Planetária Depois de mais ou menos 50 mil anos, esses elementos se misturam com o meio interestelar. Estão entre os objetos mais bonitos observados.

60 Anã Branca

61 Nebulosas Planetárias Núcleo Nebulosa do Anel (M57) constelação de Lira.

62 Nebulosa planetária Abell 39

63 ebulosa Olho de Gato

64 Estrela com Massa Intermediária Para estrelas que tem um núcleo com massa maior que 1,4 vezes a massa do Sol, o seu destino é se tornar uma estrela de nêutrons. Estrelas com essa massa, conseguem fundir átomos até formarem Fe. Quando praticamente toda a fonte de fusão acaba, o núcleo se contrai violentamente, aumentando a temperatura, conseguindo, por pouco tempo, fundir ainda mais os átomos criando elementos mais pesados.

65 Estrela com Massa Intermediária Ao acabar essa última fonte de energia, a gravidade comprime ainda mais o núcleo, vencendo a pressão de degeneração eletrônica e surge uma estrela de nêutrons instável. Esse processo provoca uma onda de choque que, ao chegar à superfície do núcleo da estrela provoca uma grande explosão, a Supernova. O que resta no centro dessa explosão é uma estrela de nêutrons. Esse tipo de estrela tem um raio na ordem de ~15 Km de diâmetro, mas tanta massa quando o Sol. Sendo extremamente densa.

66 Estrelas com Grande Massa Para estrelas com massas intermediárias ou altas, seu núcleo consegue atingir temperaturas mais altas, que conseguem continuar a fusão nuclear, criando outros elementos. A produção e queima desses elementos acontecem em camadas, com o elemento mais pesado ao centro. Essas estrelas chegam até a produção de ferro em seu núcleo.

67 Essa fusão nuclear continua até a produção do ferro. Esse elemento só é criado em estrela maiores e com massas na ordem de 20 vezes a massa do Sol. Até o ferro, a fusão nuclear acontece de forma espontânea. O ferro é o último elemento com menor energia por núcleon, ou seja, para criá-lo a estrela gera energia. Elementos mais pesados do que o ferro custariam energia para serem feitos. Elementos mais pesados necessitam de muito mais energia para serem criados, assim, só surgem em um momento muito especial da vida da estrela. No momento de sua morte.

68 Esquema de criação e fusão de Elementos Fusão de Hidrogênio Hélio. Fusão de Hélio Carbono, Oxigênio e Neônio. Fusão de Carbono, Oxigênio e Neônio todos os elementos até o Silício. Fusão de Silício todos os elementos até o Ferro.

69 K Carbono Neônio e Hélio 12 C 12 C K Oxigênio Silício e Hélio 20 Ne 4 He 16 O 28 Si 56 Ni 16 O 28 Si 4 He K Nêonio magnésio e Oxigênio 20 Ne 24 Mg 16 O υ 20 Ne 28 Si e K Silício Níquel e Cobalto (rapidamente) Ferro e 56 Co υ 56 Fe

70 Imagem:

71 Estrelas com Grande Massa Aqui é o fim da produção de elementos químicos pela estrela, elementos acima desses necessitam de muito mais energia para serem formados. Cada mudança na produção de novos elementos, gera menos energia, o que torna cada fase mais curta. Nessa fase a estrela oscila em caminhos horizontais na parte superior do diagrama Hertzsprung-Russell, mas mantém a sua luminosidade constante.

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74 Estrelas com Grande Massa As estrelas conseguem produzir elementos químicos somente até o ferro. Então como explicar a existência de outros elementos além desses? Para a criação de outros elementos é necessário uma temperatura e pressão muito maiores do que a estrela pode produzir. Isso ocorre, literalmente, no final de sua vida, quando a estrela morre.

75 Supernovas A Supernova é o momento mais dramático da vida de uma estrela. É também um dos eventos mais energéticos e brilhantes do Universo. No momento em que ela ocorre, a Supernova brilha tanto quanto a galáxia onde está. Durante a Supernova, o núcleo da estrela alcança uma densidade muito alta ~ Kg/m³ e uma temperatura de cerca de K.

76 Supernovas Como a temperatura e a densidade são extremamente altas, elementos mais pesados que o Fe são criados, como o Níquel, Cobre, Zinco, Bário e Chumbo. As Supernovas são responsáveis por espalhar esses elementos pelo Universo, enriquecendo o meio interestelar, ajudando na criação de novas estrelas e nuvens estelares.

77 Supernovas Nesse instante o núcleo implode e o restante da estrela explode, no que chamamos de Supernova.

78 Essa foto foi feita em 21 de janeiro de Ocorreu na galáxia M82 que está a 12 milhões de anos-luz de distância (a explosão da supernova aconteceu 12 milhões anos atrás, que a luz só agora está atingindo a Terra), tornando supernova SN 2014J um dos mais próximos a ser visto nas últimas décadas. Imagem: Adam Bloco, Mt. Lemmon SkyCenter, U. Arizonahttp://apod.nasa.gov/apod/ap html

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80 Os Buracos Negros Um outro destino final para uma estrela é ela se tornar um buraco negro. Uma estrela se torna um buraco negro quando é super maciça, mais ou menos com 10 vezes a massa do Sol. A estrela sofre o mesmo processo que leva a criação de uma anã branca, sendo o núcleo restante de uma Supernova, porém, como a estrela original possuía muito mais massa, ela acaba por sucumbir pela própria gravidade, criando um corpo altamente denso, com um campo gravitacional muito forte.

81 A Morte das Estrelas Em resumo, a morte da estrela, assim como seu nascimento e o tipo de vida que levará, depende da sua massa. Assim, podemos classificar a morte delas em três tipos: Massa menor 1.4M ʘ Gigante Vermelha Anã Branca Massa maior que 1.4M ʘ e menores que 10M ʘ Supernova Anã branca Massa maior que 10M ʘ Buraco Negro Esses limites são bastante flexíveis, não sendo conhecidos com 100% de precisão, variando bastante conforme as observações vão avançando.

82 Alguns tipos de estrelas

83 Tipos de Estrelas Existem diversos tipos de estrelas, cada uma com suas características e propriedades marcantes.

84 Estrelas variáveis São estrelas normais, porém, passam por um momento de instabilidade em sua vida, fazendo com que sua luminosidade, raio e temperatura variem periodicamente. São usadas para a medição de distâncias junto com a magnitude aparente. Ele chegou a essa conclusão, após calcular a distância de algumas estrelas variáveis e perceber que a distância em que elas se encontravam era grande demais para pertencerem a Via Láctea, devendo estar em outras galáxias. Foram importantes para ajudar Edwin Hubble, em 1923, a determinar que o Universo consistia em mais do que a Via Láctea.

85 Aglomerados Estelares São formados do colapso de uma grande nuvem de gás que se fragmenta. Como surgem de uma mesma nuvem, possuem a mesma idade e composição química. Aqui na Via Láctea, podemos observar dois tipos: Aglomerados Abertos: têm a forma irregular e são compostos por algumas milhares de estrelas. Aglomerados Globulares: apresentam forma esférica e algo em torno de estrelas.

86 M13: O grande conjunto Globular em Hercules Crédito de imagem & Direitos de Autor : Martin Pugh - 14 de junho de

87 M45: O Pleiades Conjunto de estrela de Créditos e direitos autorais: Robert Gendler - 09 de janeiro de

88 Aglomerados Estelares O estudo dos aglomerados estelares é de grande importância, trazendo indícios sobre: As idades de estrelas; A idade da Via Láctea; As idades de outras galáxias com aglomerados observáveis; Um limite mínimo para a idade do Universo.

89 Pulsares São estrelas de nêutrons que giram muito rapidamente. Se o eixo de rotação não coincidir com o eixo magnético, um pulso de raio-x é visto pelo observador de forma periódica. A periocidade dos pulsares é tão exata quanto relógios atômicos usados em satélites.

90 O Pulsar de Vela está cerca de anos-luz da Terra, tem cerca de 19,31 Km de diâmetro, e faz mais de 11 rotações completas a cada segundo, mais rápido do que um rotor de helicóptero. Imagem: X-ray: NASA/CXC/Univ of Toronto/M.Durant et al; Optical: DSS/Davide De Martin

91 Esquema de um Pulsa genérico

92 Fast Spinning Pulsar's Wobbles Whip-Up Plasma Jets Video

93 A evolução estelar

94 Imagem:

95 Se as estrelas criam os elementos químicos presentes na tabela periódica, e nós, somos feitos desses elementos, isso quer dizer que...

96 Nossos corpos contâm os mesmos elementos encontrados nas estrelas. Esses elementos são espalhados pelo Universo através das Supernovas, ou seja, somos feitos daquilo que um dia foi um corpo celeste imponente e brilhante. Somos, literalmente, parte do Universo. Somos feitos da poeira das estrelas.

97 Links interessantes O Universo - Vida e Morte das Estrelas: O que são as estrelas de nêutrons?: O Universo: O Futuro Sombrio do Sol Dublado: Jogo - Build Your Own Star Virtual Experiment: A Star s Birth and Death:

98 Até mais, e obrigado pelos peixes! Muito obrigado!