I Curso Introdução à Astronomia

Transcrição

1 I Curso Introdução à Astronomia As estrelas e o Sol Daniel R. C. Mello Observatório do Valongo - UFRJ

2 Nesta aula veremos: As dimensões e as distâncias das estrelas: tamanho, forma, distâncias; Aspectos físicos das estrelas: Temperatura, brilho, massa, composição e geração de energia; Nascimento e Morte O ciclo de vida das estrelas

3 As estrelas no universo: Quando olhamos o céu em noite clara, nada parece ser mais comum e numeroso que as estrelas; De fato, as estrelas são blocos fundamentais do universo em escala macroscópica, assim como os átomos são blocos fundamentais do universo em escala microscópica; A grande importância das estrelas reside no fato de que elas são as responsáveis pela mais importante tarefa no universo: gerar e reciclar os elementos químicos constituintes de toda matéria. O universo não consegue fazer isso sozinho.

4 As estrelas no universo: À olho nu conseguimos observar nas melhores condições cerca de 6 mil estrelas em toda céu durante o intervalo de 1 ano. Isto representa, todavia, uma fatia ínfima de todas as estrelas, mesmo na nossa galáxia, a Via Láctea. Nossos olhos só conseguem ver as estrelas vizinhas do Sol, que estão todas em nossa galáxia. Estrelas em outras galáxias só podem ser vistas com grandes telescópios.

5 As estrelas no universo: Existem estrelas de todo tipo, tamanhos, massas, temperaturas, densidades, gravidades, idades; Mas então, o que vem a ser uma estrela? Basicamente, uma estrela é uma esfera de gás a altíssima temperatura (plasma) que gera sua própria energia (brilho) por meio de reações nucleares; Duas forças estão em competição constante em uma estrela: a gravidade e a pressão do gás.

6 As estrelas no universo: p g p + g = 0

7 As estrelas no universo: Em situações normais (mais de 90% da vida das estrelas), o equilíbrio P+G = 0 é satisfeito. Neste caso, a estrela não aumenta ou diminui de tamanho. Existem, entretanto, estrelas em que P+G 0. Estas estrelas estão em ciclos avançados de suas vidas, onde algo violento pode estar prestes a ocorrer. Veremos casos em que P+G 0; Mas as estrelas são mesmo enormes?

8 As estrelas no universo: tamanhos Sol e os planetas do Sistema Solar

9 As estrelas no universo: tamanhos O Sol é apenas uma minúscula estrela quando comparadas com outras espalhadas pelo Universo.

10 As estrelas no universo: tamanhos Em geral dizemos que as estrelas são anãs, gigantes e supergigantes

11 As estrelas no universo: tamanhos

12 As estrelas no universo: formas As estrelas são todas exatamente esféricas? Quase todas são praticamente esféricas, mas existem estrelas com formatos diferentes; Mas por quê? Resp: A rotação e novamente a relação P+G são as causas do formato não-esférico; Estrelas mais quentes giram mais rápido ( km/s); Estrelas mais frias giram mais devagar (1-30 km/s).

13 As estrelas no universo: formas Agora, por favor, não vão dizer que as estrelas têm pontas!

14 As estrelas no universo: distâncias Já vimos que existem inúmeras estrelas maiores que nosso Sol. Então, por que o Sol parece tão mais brilhante que elas? Todas as estrelas do céu noturno estão muito, muito mais distantes de nós do que o Sol; Os astrônomos com o passar dos séculos aprenderam diversos métodos para estimar as distâncias até as estrelas. Isto auxiliou em muito a noção que temos hoje da escala de grandeza do universo inteiro.

15 As estrelas no universo: distâncias O primeiro método de cálculo da distâncias estelares foi a paralaxe (usando geometria):

16 As estrelas no universo: distâncias

17 Aspectos das estrelas: distâncias Mas o que é realmente o Ano-Luz (AL)? É a distância que a um raio de luz viaja no período de 1 ano. Ele vale: ,8 km (aproximadamente 9,5 trilhões de quilômetros) O AL é muito usado em Astronomia, mas existem outras unidades de distância.

18 Aspectos físicos das estrelas: Cores e temperaturas Já perceberam que as estrelas possuem cores Diferentes?

19 Aspectos físicos das estrelas: O que é um espectro?

20 Aspectos físicos das estrelas: O que é um espectro?

21 Aspectos físicos das estrelas: Cores e temperaturas No séc XIX algumas áreas da física (termodinâmica e eletromagnetismo) forneceram as bases para explicar a radiação emitida pelas estrelas e outros corpos celestes; Foi possível começar a coletar e entender os espectros; No século XX a física quântica permitiu aos astrônomos a compreensão de muitos aspectos da radiação das estrelas.

22 Aspectos físicos das estrelas: Cores e temperaturas A cor de uma estrela está relacionada com a quantidade máxima de radiação da estrela e com a temperatura. Se medimos a radiação e identificamos a cor, podemos estimar a temperatura; A astrônoma Annie J. Canon foi a primeira a classificar as estrelas a partir dos espectros em 1910; Ela classificou mais de 250 mil estrelas.

23 Aspectos físicos das estrelas: Cores e temperaturas Classe da Estrela Cor da Estrela Temperatura Superficial (K) Exemplo O azul Mintaka B branco-azulado Rigel A branco Sírius F branco-amarelado Prócion G amarelo Sol K alaranjado Aldebarã M vermelho Betelgeuse

24 Aspectos físicos das estrelas: Massas As estrelas contêm quantidade incrível de matéria. Nosso Sol, por exemplo, tem massa de ~ 2 x kg! A massa fornece outra classificação importante das estrelas: Estrelas de alta massa: M > 8M S* (*massa solar) ; Estrelas de massa intermediária: 2.5 < M < 8.0 M S ; Estrelas de baixa massa 0.08 < M < 2.5 M S.

25 Aspectos físicos das estrelas: Massas A massa de uma estrela é muito importante, porque, à grosso modo, ela é quem vai determinar o quanto uma estrela viverá: Muita massa: vida curta; Pouca massa: vida longa m m m m m

26 Aspectos físicos das estrelas: Massas

27 Aspectos físicos das estrelas: de quê as estrelas são formadas? As estrelas são formadas basicamente de Hidrogênio e Hélio, que são também os principais constituintes do universo. Mas como os outros elementos apareceram? Foram formados nas estrelas também, mas em quantidades muito menores. As reações nucleares ocorrentes em diversas fases estelares são quem determinam a formação dos elementos químicos:

28 Aspectos físicos das estrelas: de quê as estrelas são formadas? Mas com a grande maioria das estrelas, podemos resumir:

29 Aspectos físicos das estrelas: de quê as estrelas são formadas?

30 Aspectos físicos das estrelas: Como as estrelas geram sua energia? Alta temperatura e pressão no núcleo da estrela; Fusão entre Hidrogênio + Hélio = expansão do gás da estrela + energia (responsável pelo brilho) Este efeito é responsável pela estabilidade e energia do Sol por bilhões de anos!

31 Agrupando as estrelas Apesar de nosso Sol estar relativamente isolado de outras estrelas, estima-se que até 50% das estrelas do universo vivam aos pares ou em grupos; Dentro da hierarquia, as estrelas se agrupam em: a) Sistemas duplos (ou sistemas estelares); b) Aglomerados estelares; c) Galáxias.

32 Agrupando as estrelas: sistemas duplos

33 Agrupando as estrelas: aglomerados estelares Os aglomerados estelares são cúmulos irregulares ou esféricos de centenas a milhares de estrelas; Aglomerado Caixinha de Jóias na constelação de Cruzeiro do Sul e Omega Centauri na constelação do Centauro

34 Nesta aula veremos: Nascimento e Morte O ciclo de vida das estrelas

35 O nascimento das estrelas: o que dizem as teorias. Os astrônomos começaram a lançar hipóteses do nascimento das estrelas no século XVIII e XIX através da observação de nuvens de gás e poeira que também continham estrelas: as conhecidas nebulosas;

36 As regiões mais densas e escuras dentro da nuvem começam a se juntar para formar estrelas O nascimento das estrelas: o que CO dizem as teorias. NH 3 CH 4 H 2

37 O nascimento das estrelas: o que dizem as teorias.

38 O nascimento das estrelas: o que dizem as teorias. O trabalho da gravidade: o Diagrama de bolinhas 1

39 O nascimento das estrelas: o que dizem as teorias. Diagrama de bolinhas 2

40 O nascimento das estrelas: o que dizem as teorias. Diagrama de bolinhas 3

41 O nascimento das estrelas: o que dizem as teorias. Diagrama de bolinhas 4

42 O nascimento das estrelas: o que dizem as teorias. Diagrama de bolinhas 5

43 O nascimento das estrelas: o que dizem as teorias. Diagrama de bolinhas 6

44 O nascimento das estrelas: o que dizem as teorias. Neste estágio, já avançado, a temperatura e principalmente a massa no centro da compactação já é alta suficiente para que as reações nucleares comecem a ocorrer nas estrelas

45 O nascimento das estrelas: o que mostram as observações As regiões escuras na imagem da esquerda foram o que restaram das formações estelares.

46 Aspectos da evolução estelar Quando uma estrela acaba de ser formada, de cara, ela entra em uma destas três classes: Estrelas de alta massa: M > 8M S ; Estrelas de massa intermediária: 2.5 < M < 8.0 M S ; Estrelas de baixa massa 0.08 < M < 2.5 M S. Mas o que acontece quando a massa é menor que 0.08 massas solares?

47 Aspectos da evolução estelar Neste caso, forma-se um objeto sub-estelar chamado anã marrom: é uma estrela fracassada que não conseguiu fazer a fusão nuclear do hidrogênio. Sol Júpiter Anã marrom Anãs Marroms M < 0.08 M SOL descobertas em 1995

48 Aspectos da evolução estelar: a evolução das estrelas Quando a estrela perde todo o hidrogênio do núcleo, ocorre o desequilíbrio entre P e G. A relação P+G = 0 falha e a estrela precisa encontrar um modo de retomar sua estabilidade e evitar o colapso. Os modelos astrofísicos e as observações têm mostrado que neste estágio as atmosferas das estrelas aumentam muito de tamanho, enquanto que o núcleo delas se contrai: é a fase de Gigante Vermelha

49 Aspectos da evolução estelar: As Gigantes Vermelhas Nesta fase a temperatura superficial diminui, mas a luminosidade e o tamanho são bem maiores que a do Sol.

50 Aspectos da evolução estelar: Além das Gigantes Quando a estrela chega na fase de Gigante, a sua trajetória de vida futura vai depender diretamente da sua massa: Baixa massa e massa intermediária: Planetária Anã branca; Alta massa: Supergigante Estrela de nêutrons Buraco negro Nebulosa Supernova

51 Aspectos da evolução estelar: As Nebulosas Planetárias A fase de Nebulosa Planetária compreende um dos estágios finais de vida das estrelas pouco massivas (tipo solar); Nesta fase a estrela expulsa todas as suas camadas superficiais para o exterior formando uma nuvem de gás e poeira. No centro resta apenas o núcleo estelar quente e muito denso. Neste momento, não há mais produção de energia nuclear, as estrelas brilham apenas pela energia gravitacional muito intensa.

52 Aspectos da evolução estelar: As Nebulosas Planetárias

53 Aspectos da evolução estelar: As Nebulosas Planetárias A fase de Nebulosa Planetária é muito rápida tendo duração máxima de 100 mil anos. O Sol deve passar por esta fase no final de sua vida.

54 Aspectos da evolução estelar: As anãs brancas Quando a nuvem que envolve a nebulosa planetária é dissipada, resta apenas o núcleo ou caroço estelar; Como nenhuma energia é mais produzida ele começa a esfriar lentamente, chegando à fase de anã branca. Estas anãs são muito fracas de brilho, mas são mais quentes e muito mais densas que o Sol.

55 Aspectos da evolução estelar: As anãs brancas

56 Aspectos da evolução estelar: As anãs brancas As anãs brancas possuem densidade ~ 10 5 vezes a densidade da água; São difíceis de serem observadas (brilho fraco).

57 Aspectos da evolução estelar: As Supergigantes Vamos ver agora aspectos da evolução das estrelas de alta massa: No estágio de Supergigante as reações nucleares mudam, a temperatura no núcleo é muito maior, a densidade é super alta e a luminosidade também; Nesta fase as estrelas podem passar por variações de brilho (estrelas variáveis); É nesta fase também que os elementos químicos pesados começam a ser formados.

58 Aspectos da evolução estelar: As Betelgeuse Supergigantes Outras supergigantes conhecidas: Canopus, Deneb e Capella

59 Aspectos da evolução estelar: As supergigantes massivas Vamos ver agora como evoluem as estrelas de alta massa no final da fase de Supergigantes: elas são as responsáveis pelos eventos mais energéticos das Galáxias: as supernovas. Quando uma estrela massiva chega nesta fase, devido a sua grande massa e enorme temperatura central, diversas reações nucleares conseguem produzir diversos elementos além do He: C, N, O, Mg, F, Si, etc...

60 Aspectos da evolução estelar: As supergigantes massivas

61 Aspectos da evolução estelar: As supergigantes massivas Estas estrelas são muito instáveis e começam a expulsar suas camadas externas e variar de brilho às vezes de forma irregular. Temos um caso clássico de P + G 0; Por outro lado, estas estrelas são raríssimas, tamanha a energia necessária para formá-las. Elas têm massa acima de 30 massas solares.

62 Aspectos da evolução estelar: As Quando o núcleo da estrela produz o Ferro (Fe), um evento catastrófico ocorre: o colapso gravitacional e a liberação de toda energia: uma Supernova; Isso ocorre porque o Ferro não pode ser utilizado como novo combustível nuclear. supernovas

63 Aspectos da evolução estelar: As supernovas Uma Supernova que ocorreu em 1987 na galáxia Pequena Nuvem de Magalhães

64 Aspectos da evolução estelar: As supernovas As supernovas são eventos super energéticos que emitem muita radiação. Algumas podem ser tão brilhantes quanto suas galáxias; São muito raras: estima-se que ocorra 1 supernova em cada galáxia a cada 300 anos. A última observada na nossa galáxia foi vista em 1604, registrada pelo astrônomo Kepler. Entretanto estudos mais recentes sugerem que outras supernovas podem ter ocorrido em séculos posteriores. Elas podem brilhar como 10 bilhões de sóis juntos!

65 Aspectos da evolução estelar: As supernovas Supernova na Galáxia NGC 4526 em 1994

66 Aspectos da evolução estelar: Além das supernovas

67 Aspectos da evolução estelar: Além das supernovas Mas não para por aí: o núcleo que restou da explosão da supernova é tão denso, tão pesado e tão pequeno que ele pode dar origem ainda a dois objetos: As estrelas de Nêutrons (M central entre 1.44 e 3 M sol ); Os Buracos Negros (M central > 3 M sol ).

68 Aspectos da evolução estelar: As Nestes objetos a densidade é tão alta que elétrons e prótons se fundem em nêutrons; Elas são as menores estrelas existentes. Possuem diâmetros da ordem de dezenas a centenas de quilômetros; estrelas de Nêutrons

69 Aspectos da evolução estelar: As estrelas de Nêutrons

70 Aspectos da evolução estelar: O Buraco Negro Para as estrelas mais massivas que se conhece, o estágio final e derradeiro de vida são os buracos negros. Neste caso o colapso é total e a gravidade tende ao infinito: toda luz e radiação é capturada; Fato: Não podemos observar um buraco negro pois ele não emite luz visível (são invisíveis). Entretanto eles nos deixam evidências por sua interações com a radiação e outras estrelas ao seu redor.

71 Aspectos da evolução estelar: O Buraco Negro Concepção artística de um buraco negro

72 Aspectos da evolução estelar: O Buraco Negro

73 Aspectos da evolução estelar: O Buraco Negro

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75 Nesta aula veremos: A Dinâmica do Sol: Estrutura interna, tamanho e forma; Movimentos de rotação e translação; Aspectos físicos do Sol: Temperatura, brilho e geração de energia; Massa, densidade e campo magnético; A relação Terra-Sol Influência solar na vida terrestre

76 A Dinâmica do Sol: seus movimentos Basicamente o Sol possui 2 movimentos: o de rotação em torno de seu eixo e o de translação em torno do centro da Via-Láctea; Rotação: de oeste para leste (mesmo sentido da translação dos planetas) em: ~ 25 dias no equador; ~ 34 dias nos polos).

77 A Dinâmica do Sol: seus movimentos Basicamente o Sol possui 2 movimentos: o de rotação em torno de seu eixo e o de translação em torno do centro da Via-Láctea; Translação: m torno do centro galáctico com período estimado entre milhões de anos.

78 A estrutura do Sol: as camadas Não podemos observar o interior solar diretamente, mas modelamos e conhecemos certas propriedades do Sol com base nas leis da física, nas evidências observacionais e nos efeitos que o Sol gera no meio ao seu redor; A estrutura do Sol pode ser dividida em: Núcleo (reações nucleares); Zona radiativa; Zona convectiva; Fotosfera; Cromosfera;

79 A estrutura interna do Sol: Coroa

80 A estrutura interna do Sol: A zona radiativa: A Zona radiativa é a região mais extensa do Sol (25% a 70% do raio solar); Possui também a região com as maiores variações de densidade; O transporte de energia por radiação acontece devido aos átomos do gás solar que absorvem e re-emitem a radiação para o exterior.

81 A estrutura interna do Sol: A zona convectiva: A zona convectiva se prolonga de 70% do raio do Sol até a superfície; O transporte de calor por convecção é semelhante ao transporte de calor em uma panela com água em ebulição; A evidência da convecção solar é a observação de grânulos na superfície do Sol:

82 A estrutura do Sol: sua atmosfera A Fotosfera: A fotosfera á a superfície visível do Sol; Comparada com as outras camadas ela é muito fina, com apenas 500km de espessura (0.1% do tamanho do Sol); Nela estão presentes os grânulos e as manchas solares, que são manifestações do intenso campo magnético do Sol; Apesar de ser extremamente fina e rarefeita, a fotosfera tem importância ímpar para o estudo de todo o Sol pois é a camada que observamos diretamente à olho nu e com nossos telescópios e detectores.

83 A estrutura do Sol: sua atmosfera A Fotosfera:

84 A estrutura do Sol: as regiões exteriores A Cromosfera: As protuberâncias nascem na cromosfera e são as maiores estruturas variáveis do Sol. São geradas por fortes campos magnéticos

85 A estrutura do Sol: as regiões exteriores A Coroa:

86 A estrutura do Sol: as regiões exteriores A Coroa: As estruturas observadas na coroa, como arcos coronais são gigantescas e estão associadas ao ciclo de atividade magnética do Sol;

87 A física do Sol: a geração de energia O brilho Solar: O brilho do Sol tem se mantido estável por bilhões de anos como atestam dados geológicos. Apenas na década de 1940 foi possível explicar satisfatoriamente a fonte de energia solar: a energia nuclear. Em seu interior o sol produz energia suficiente para evitar seu colapso pela ação da gravidade. A potência emitida pela Sol é chamada de luminosidade solar. Ela vale 3.8 x Watts, o que equivale a potência de 6.3 x lâmpadas de 60 W; >> 50 milhões GW/s na Terra. Aqui da Terra, recebemos cerca de 1370 W/m 2 de energia do Sol.

88 A física do Sol: a geração de energia A composição solar: A composição do Sol é reflexo de dois fatores: a composição média do universo e a composição específica da nuvem de gás que formou o Sol. Muitos astrônomos acreditam que a nuvem onde o Sol e os planetas se formaram era resto da morte de uma estrela gigante; Mas como sabemos sobre a composição do Sol? Como vimos, ela pode ser investigada por meio da técnica da espectroscopia

89 A física do Sol: a geração de energia A composição solar:

90 A física do Sol: a atividade solar As manchas solares As manchas solares são as manifestações mais notáveis do campo magnético do Sol; Elas se formam na fotosfera e são regiões mais escuras, pois apresentam temperaturas menores que a média da temperatura da fotosfera; Alguns historiadores em ciência afirmam que os antigos astrônomos chineses já haviam registrado a observação de manchas enegrecidas na superfície do Sol a 1000 anos atrás, mas a caracterização delas começou a ser detalhada a partir das observações de Galileu Galilei em 1610.

91 A física do Sol: a atividade solar As manchas solares Registro de Galileu (1613) das manchas solares e aspecto observado de uma macha pelo telescópio solar (NASA) em 2010.

92 A física do Sol: a atividade solar As manchas solares Apesar de diminutas no disco solar, as manchas geralmente, têm dimensões superiores à da Terra; É possível observá-las com pequenos telescópios, utilizando o método de projeção do disco solar.

93 A física do Sol: a atividade solar As manchas solares O aspecto mais importante das manchas solares é que elas não são observadas com frequência constante no disco solar, ou seja, o número de machas solares observadas em um dado período (em períodos de anos) varia; Percebeu-se com o tempo que este período de variação não é aleatório e irregular, mas obedece a um ciclo de aproximadamente 11 anos; Dentro destes 11 anos o número de manchas solares passa por dois máximos ou dois mínimos de contagem.

94 A física do Sol: a atividade solar As manchas solares Este ciclo de 11.2 anos ficou conhecido como o ciclo de atividade solar;

95 A física do Sol: a atividade solar As manchas solares O advento da astrofísica estelar no séc. XX permitiu relacionar a observação das manchas solares com o campo magnético global do Sol; Observações a partir da década de 1970 mostraram que as estruturas intensas dos campos magnéticos (flares, protuberâncias ou arcos coronais) tinham relação direta ou indireta com a presença das machas, ou seja, as manchas solares refletem diretamente o índice de atividade magnética do Sol; A teoria mais aceita para explicar as manchas é aquela que diz que elas são regiões onde as linhas de campo magnético rompem a superfície solar.

96 A física do Sol: a atividade solar As manchas solares

97 A física do Sol: a atividade solar O vento solar Na coroa solar emana continuamente um fluxo de partículas (elétrons, prótons, átomos ionizados e campo magnético) conhecido como vento solar; O vento solar possui altíssima velocidade desde a coroa até para o meio interplanetário; Na vizinhança terrestre as velocidade do vento solar varia de km/s, mas ele é extremamente rarefeito. Entre tantos, o vento solar produz dois efeitos importantes: a perda de massa do Sol (1 milhão toneladas/s) e as tempestades magnéticas nos planetas.

98 A física do Sol: a atividade solar O vento solar

99 A relação Terra-Sol Afora sua importância crucial para a manutenção de toda vida na Terra devido a quantidade de radiação que o Sol direciona para a Terra, há diversos fenômenos importantes de interação Terra-Sol, direta ou indiretamente; O ciclo de atividade solar tem relação direta com nosso planeta, apesar de aparentemente, isto passar despercebido em escalas curtas de tempo; Nas últimas décadas, por exemplo, têm-se aumentado os estudos das reais influências do ciclo de atividade solar com as variações climáticas na Terra.

100 A relação Terra-Sol A primeira grande evidência da interação Terra-Sol é a observação de auroras polares (efeitos de ionização nos átomos de oxigênio).

101 A relação Terra-Sol A interação do vento solar com o campo magnético da Terra cria um cinturão de partículas elétricas em torno da Terra: Cinturão de Van Allen.

102 A relação Terra-Sol A magnetosfera terrestre aprisiona as partículas do vento solar e só permite que algumas delas cheguem à atmosfera da Terra através dos polos: O campo magnético terrestre nos serve de eficiente escudo contra as tempestades magnéticas do Sol.

103 ...e por hoje é só pessoal. Obrigado!

104 Aula VI: Na próxima aula estudaremos os planetas descobertos em outras estrelas. Veremos como eles foram descobertos, como investigá-los e como este novo ramo da Astronomia têm mudado nossa visão do Sistema Solar e de nossa própria Terra.

105 O universo é tudo que já foi, tudo que é, e tudo que será Carl Sagan ( ), astrônomo estadunidense

106 Aspectos físicos das estrelas: de quê as estrelas são formadas? Todos os elementos que conhecemos estão estampados na tabela periódica: