Universidade Federal do ABC Ensino de Astronomia UFABC 2016 Aula 12:Estrelas parte II

Transcrição

1 Universidade Federal do ABC Ensino de Astronomia UFABC 2016 Aula 12:Estrelas parte II Michelle Rosa

2 Síntese Na aula anterior vimos que o meio entre as estrelas é formado por gás+poeira interestelar. Estes podem se aglomerar formando as nuvens interestelares (nebulosas e nuvens moleculares) Estes aglomerados, mais precisamente as nuvens moleculares são os " berçários de estrelas". Estas nuvens colapsam e se fragmentam. Após essa fragmentação, dependendo de sua massa se tornam instáveis gravitacionalmente e colapsam A matéria se condensa e forma um núcleo cada vez mais denso. que começa a girar e ficar É formado um disco, onde pode haver a formação de planetas A matéria que cai neste núcleo é expelida e a estrela pode ser vista Assim que a temperatura for suficiente para que ocorra a fusão de H em He, consideramos que a estrela nasceu

3 Síntese Na aula anterior vimos o processo pelo qual as estrelas nascem. Agora, vamos ver a vida das estrelas até sua morte e os processos envolvidos.

4 Como as estrelas vivem?

5 Vida das Estrelas Vimos que a vida da estrela é uma batalha constante entre a gravidade e a pressão gerada por várias forças. Para a estrela se manter íntegra, sem ceder à gravidade, ela precisa gerar energia. Essa energia vem da fusão. A fusão só é possível por que a alta temperatura e pressão na estrela fazem com que os núcleos dos átomos se fundam, e criem novos elementos químicos. A fusão começa com os átomos de Hidrogênio que se fundem e formam Hélio.

6 Por Borb, CC BY-SA 3.0, media.org/w/index.ph p?curid=680469

7 Energia das Estrelas Para a fusão de H em He: Massa do hidrogênio: Kg Massa do Deutério: Kg Massa do Hélio: Kg Porém a soma de 2 deutérios é igual à: 2 deutérios = Kg Então, temos uma diferença de: Diferença: Kg Com a fusão de 2 átomos de Hidrogênio, a massa do He resultante é menor que simplesmente a soma das massas de 2 átomos de H. Para onde foi a matéria? = Yg-> Yoctograma

8 Energia das Estrelas A fusão nuclear libera energia. Através da famosa relação de Einsten: E=MC² Essa diferença de massa é o que é transformado em energia. Essa energia faz com que a estrela brilhe e não colapse sob a força da gravidade.

9 Vida das Estrelas Se a estrela precisa realizar o processo de fusão para ter energia, assim que não há mais combustível para este processo, ela chega ao seu fim. Todas as estrelas nascem de forma parecida, e assim como a massa influencia a formação da estrela, ela também define como será seu desenvolvimento e morte. A vida de uma estrela é uma constante batalha entre a gravidade, que a faz contrair, e a pressão interna, que a faz expandir.

10 Vida das Estrelas Gravidade Gravidade Pressão interna Gravidade Gravidade

11 Vida das Estrelas 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.

12 Classificação das Estrelas

13 Classificação das Estrelas Existem dois tipos de classificação: Classificação Espectral de Harvard Diagrama de Hertzsprung-Russell

14 Classificação das Estrelas Classificação espectral de Harvard A classificação de Harvard originalmente foi uma classificação espectral, pela intensidade de linhas espectrais (de absorção), principalmente de linhas de H. Mais tarde foi descoberta uma correlação entre tipo espectral e temperatura. Para a classificação, são levados em conta Temperatura; Cor (de acordo com a vista da Terra); Massa; Tamanho; Luminosidade. Outros aspectos são calculados com comparações ao nosso Sol.

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

16 Oh Be A Fine Girl, Kiss Me

17 Classificação das Estrelas Classificação espectral de Harvard A correlação com massa, tamanho e luminosidade não é tão boa assim. Por exemplo: Uma estrela da Sequência Principal (Anã) de baixa temperatura tem massa menor, e tamanho e luminosidade muito menor que uma Gigante Vermelha, mas ambos têm temperatura baixa e espectros similares e são, portanto, classificados como tipo M.

18 Classificação das Estrelas Diagrama de Hertzsprung-Russell É um gráfico onde as estrelas são distribuídas relacionando sua magnitude absoluta e classificação estelar, ou luminosidade, e temperatura efetiva. Magnitude absoluta é o tamanho que um objeto teria à uma distância padronizada. A distância padrão é de 10 parsecs (em torno de 32,616 anos luz, ou Km). Tanto a luminosidade como a temperatura de uma estrela, são características facilmente determináveis para estrelas de distâncias conhecidas: a primeira pode ser encontrada a partir da magnitude aparente, e a segunda a partir de sua cor ou tipo espectral.

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20 Evolução estelar

21 Evolução Estelar Se comparada à vida humana, a evolução estelar é extremamente lenta, pois é da ordem de milhares de anos. Em 5000 anos de observação, a maioria das estrelas não apresentou grandes mudanças. Imagem:

22 Evolução Estelar Temos muitas dificuldades em observar a evolução das estrelas, por isso criamos modelos que nos ajudem a explicar esse processo. O aspecto mais importante em uma estrela é sua massa. É a massa que define como esta estrela nasce e se desenvolve. A estrela passa por diversas etapas durante sua vida. Todas dependem de sua massa.

23 Evolução Estelar Lembrando da aula passada: Se a massa for menor que 0.072M ʘ a temperatura é menor que 10 7 K. Nesta temperatura a fusão não se estabiliza e temos a formação de uma anã marrom. A estrela frustrada. Se a massa for maior que ~150M ʘ a temperatura é muito alta e a fusão começa antes da formação da estrela, e isso desfaz a estrela antes mesmo de ela se formar.

24 Evolução Estelar Se a massa estiver dentro deste intervalo, de 0.072M ʘ a ~150M ʘ, a queima do Hidrogênio começa, e assim nasce uma estrela. Passando do estágio de formação, temos: Até ~2M ʘ : Estrelas de baixa massa De ~2M ʘ a ~10M ʘ : Estrelas de massa intermediária Acima de 10M ʘ : Estrelas de alta massa Os limites para estrelas de baixa massa são bem estabelecidos. Já os limites para estrelas de massa intermediária não são muito bem definidos, podendo variar muito com os modelos. O valor da massa é referente a estrela aqui é referente à estrela inteira.

25 Evolução Estelar Estrelas passam por várias etapas. Estrelas como o Sol passam por quatro etapas principais: 1º Fase: Queima de Hidrogênio 2º Fase: Gigante Vermelha 3º Fase: Queima de Hélio 4º Fase: Gigante do ramo Assintótico

26 1 fase Queima de Hidrogênio

27 1 fase Queima de Hidrogênio O núcleo chega a uma temperatura maior que 10 7 K, o que permite a fusão e consequentemente a formação de Hélio. Este processo de fusão acontece no núcleo da estrela. Como visto nas aulas anteriores, a produção de Hélio é feita pelo ciclo p-p Se a massa da estrela for de 1.2M ʘ a temperatura atinge K, o que é quente o suficiente para que ocorra um outro processo: o ciclo CNO

28 1 fase Queima de Hidrogênio O ciclo CNO é uma outra forma de estrelas com massas maiores que o Sol fazem para formar Hélio.

29 Sobre o transporte de Energia Nesses processos, ocorre a geração de energia. Essa energia gerada no núcleo é transportada para fora. O modo que isso acontece depende da massa da estrela. Existem 2 processos envolvidos: o transporte por convecção e por radiação (lembrando da aula sobre o Sol): Radiação: é uma forma de transferência de calor que ocorre por meio de ondas eletromagnéticas. Como essas ondas podem propagar-se no vácuo, não é necessário que haja contato entre os corpos para haver transferência de calor. Convecção: é a transferência de calor através de um fluído que ocorre devido ao movimento do próprio fluído.

30 Sobre o transporte de Energia Se a massa da estrela é menor que 0.4Mʘ, a energia é transportada por convecção.

31 Sobre o transporte de Energia 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;

32 Sobre o transporte de Energia Se a massa da estrela for 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.

33 1 fase Queima de Hidrogênio Assim, a estrutura interna de uma estrela como o Sol pode apresentar 3 regiões principais: Um núcleo, onde ocorre a geração de energia pela fusão de Hidrogênio em Hélio Uma zona convectiva Uma zona radiativa Antes de se tornar uma gigante vermelha, a estrela passa por uma fase de transição chamada Subgigante. Nesta fase de subgigante, a estrela é mais brilhante que as estrelas da sequencia principal, porém ainda não é tão brilhante quanto as gigantes. Em estrelas com massa acima de 1.25 Mʘ, essa fase é tão curta que raramente é observada.

34 2 fase Gigante Vermelha

35 2 fase Gigante Vermelha Após queimar todo o Hidrogênio em seu núcleo, a estrela passa por uma transformação. A fusão ocorre em uma fina camada ao redor do núcleo, e como a energia não é suficiente, o núcleo colapsa. O núcleo da estrela se contrai e a camada acima dele cai sobre ele, pois o peso das camadas superiores é maior do que ele pode suportar, já que a pressão interna é menor. Como o balanço entre gravidade e pressão é perdido, o colapso do núcleo aumenta: a temperatura da estrela em regiões internas; a camada que queima H; a luminosidade da estrela.

36 2 fase Gigante Vermelha As camadas externas se reajustam. O envelope também se aquece e expande, em reação a superfície da estrela esfria. Nessa fase a temperatura na estrela cai. Isso faria sua luminosidade diminuir, porém como seu tamanho aumenta, devido a expansão do envelope, a luminosidade também aumenta. Isso faz com que a estrela caminhe pelo diagrama Hertzsprung-Russell, indo para a direta, tornando-se Subgigante e depois para cima, tornandose Gigante Vermelha.

37 Subgigante

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39 3 fase Queima de Hélio

40 3 fase Queima de Hélio A temperatura no núcleo atinge 100 milhões de Kelvin, essa temperatura é alta o suficiente para formar Carbono. O processo de formação de Carbono é o α triplo Quanto às massas: Estrelas com massas menores que 0.45M ʘ não alcançam a temperatura necessária para realizar este processo. Para estrelas com massas entre 0,45 M ʘ e 2M ʘ essa reação começa de forma drástica, num processo chamado flash do hélio. Já para estrelas com massas maiores, o inicio da fusão em Hélio ocorre de forma mais suave.

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44 3 fase Queima de Hélio Acima do núcleo existe uma camada que ainda queima Hidrogênio. Enquanto o núcleo se expande, o envelope se contrai e esquenta. Neste ponto a estrela se desloca do ramo de gigantes vermelhas para um ramo chamado Ramo Horizontal, por um caminho ainda não muito bem conhecido. Ainda não foi observada uma estrela fazendo esse caminho.

45 4 fase Gigante do Ramo Assintótico

46 4 fase Gigante do Ramo Assintótico Após a queima do Hélio acabar, o núcleo se contrai mais uma vez. Temos então 3 camadas: O núcleo. A camada acima do núcleo que continua a queimar Hélio. A camada acima da anterior, que continua a queimar Hidrogênio. A estrela se desloca mais uma vez no diagrama, agora para Gigante do Ramo Assintótico.

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48 4 fase Gigante do Ramo Assintótico

49 4 fase Gigante do Ramo Assintótico Nessa fase, a estrela é maior e mais luminosa do que na fase de gigante vermelha. No fim desta fase a estrela sofre pulsos térmicos e ventos que ejetam C, N e O. Como a estrela não tem temperatura suficiente para realizar a queima do Carbono, a energia é produzida apenas nas camadas externas, e este envoltório se torna instável. Assim ele é ejetado a uma velocidade de algumas dezenas de Km/s. Essa é a origem de parte desses elementos no Universo.

50 Morte das Estrelas

51 A morte da estrela A morte da estrela ocorre quando a gravidade começa a ganhar da pressão. Após alguns bilhões de anos a estrela não consegue mais sustentar os processos de fusão que geram energia. Neste momento, ocorrem transformações, que assim como toda a formação da estrela, dependem da massa, e ditarão seu destino final. Como a gravidade começa a vencer, a estrela começa a contrair e a temperatura aumenta, até o ponto em que ela colapsa. Este colapso dá origem a outros corpos celestes.

52 Morte das Estrelas De baixa Massa!

53 Morte das estrelas Baixa massa São consideradas estrelas de baixa massa as estrelas que têm massa total de até 2M ʘ e um núcleo com massa menor que 1,4 vezes a Massa do Sol. O destino final de uma estrela como esta é ser uma Anã Branca. As Anãs brancas são objetos muito densos. Algumas podem ter o tamanho da terra e a massa do Sol. Inicialmente elas são quentes, mas esfriam rapidamente, emitindo radiação ultravioleta. Devido ao seu tamanho possuem baixa luminosidade e ocupam a parte mais baixa do diagrama HR.

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55 Morte das estrelas Baixa massa Uma anã branca é o núcleo que sobrou da estrela após as outras camadas terem sido expelidas. Este núcleo se mantém estável devido à pressão de degeneração eletrônica. Como a pressão e a temperatura em seu interior é extremamente alta, o carbono assume uma nova forma.

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57 Quase isso... A comparação com diamantes, é mais uma licença poética do que uma comparação de fato. A estrutura que o carbono adquire no núcleo de uma anã branca é muito mais densa do que um diamante real.

58 Morte das estrelas Baixa massa As estrelas com núcleo com uma massa menor que 0.5Mʘ não chegam a queimar Hélio, elas viram Anãs Brancas de Hélio. Entretanto isso demora mais do que a atual idade do Universo, que tem 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. ( veremos estas interações adiante).

59 Morte das estrelas Baixa massa Nebulosa planetária Quando a estrela se torna uma anã branca, ela ejeta seu envelope, que é feito de gás ionizado. Esta explosão faz com que uma nuvem se forme. Essa nuvem possui um brilho avermelhado, devido ao Hidrogênio e Nitrogênio, ionizados, e um brilho azul do Oxigênio. O nome nebulosa planetária vem do fato que, se vistas de pequenos telescópios elas podem se parecer com planetas. Mas não possuem relações com eles.

60 Anã Branca

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

62 ebulosa Olho de Gato

63 Nebulosa planetária Abell 39

64 Morte das estrelas Baixa massa Depois de mais ou menos 50 mil anos, esses elementos se misturam com o meio interestelar. Sim, aquele que pode formar aglomerados e dar origem à novas estrelas. Estão entre os objetos mais bonitos observados. Aqui termina o desenvolvimento deste tipo de Estrela: Sem mais produzir energia nuclear, agora só resta a energia térmica, a anã branca continuará brilhando cada vez menos à medida em que for esfriando, e hipoteticamente, num futuro distante, se tornará um objeto frio, denso e escuro chamado anã negra. Modelo de evolução:

65 Morte das Estrelas De Massa Intermediária!

66 Morte das estrelas Massa Intermediária Para estrelas cujo núcleo tem massa total maior que ~2 vezes a massa do Sol e núcleo com massa maior que 2,2 vezes a massa do Sol, o seu destino é se tornar uma estrela de Nêutrons. Estrelas com essa massa, passam pela fase de Supergigante e formam um núcleo de Ferro. Isso tem como consequência uma morte catastrófica!

67 Morte das estrelas massa intermediária Até aqui, vimos que estrelas com massas intermediárias conseguem atingir altas temperaturas e pressão dando continuidade ao processo de fusão até formar o Fe. A produção e queima destes elementos acontecem em camadas, onde os elementos mais pesados ficam mais próximos ao centro. Assim, essas estrelas formam núcleos de Fe.

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69 Imagem:

70 Morte das estrelas Grande Massa Até o ferro, a fusão nuclear acontece de forma espontânea. O ferro é o último elemento no qual, para criá-lo, a estrela gera energia. Elementos mais pesados do que o ferro gastariam energia para serem feitos. Elementos mais pesados precisam de muito mais energia para serem criados, por isso só surgem num momento especial: na morte da estrela.

71 Morte das estrelas Grande Massa 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.

72 K Carbono Neônio e Hélio 12 C 4 He 12 C K Oxigênio Silício e Hélio 16 O 16 O 4 He 28 Si 56 Ni 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

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74 Morte das estrelas Massa Intermediária Com esse núcleo de Fe, a estrela não consegue mais realizar o processo de fusão, e assim não produz mais energia. Assim a gravidade vence a pressão, e comprime mais o núcleo vencendo a pressão de degeneração eletrônica, fazendo surgir uma estrela de nêutrons instável. O núcleo colapsa violentamente sobre seu próprio peso em alguns segundos.

75 Morte das estrelas Massa Intermediária As camadas superiores, contendo aproximadamente 90% da massa da estrela, colapsam sobre este núcleo e, após o comprimirem ao máximo são empurradas para fora, com velocidades de milhares de quilômetros por segundo. Esta explosão é chamada Supernova. Tanta energia é liberada nessa explosão que a estrela brilha tanto quanto todas as estrelas da galáxia juntas! O que resta dessa explosão é uma estrela de Nêutrons. Simulação: I5KLRmuu8jGzS falaremos mais sobre o momento da Supernova adiante!

76 Morte das estrelas Massa Intermediária Uma Estrela de Nêutrons é um objeto extremamente denso: com massa de ~1,4 Massas solares e um raio de cerca de apenas 20km. A pressão de degenerescência dos nêutrons impede que a estrela continue colapsando desde que sua massa final seja menor do que 3 massas solares.

77 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.

78 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

79 Esquema de um Pulsa genérico

80 Morte das estrelas Grande Massa Na formação de Fe termina a produção de elementos químicos pela estrela, pois os elementos acima deste necessitam de muita energia para serem formados. Cada mudança na produção de novos elementos gera menos energia, fazendo com que cada fase fique mais curta. Nessa fase, a estrela oscila em caminhos horizontais no diagrama HR, mas sua luminosidade é constante.

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82 Se as estrelas conseguem produzir elementos químicos somente até o Ferro, como explicar a existência de outros elementos químicos além desse?

83 Morte das estrelas Grande Massa Para produzir estes elementos, a temperatura e pressão tem que ser muito maiores do que a estrela pode produzir em sua vida, por isso, essa produção só ocorre no momento final da vida de uma estrela, exatamente em sua morte. A supernova é o momento onde essas condições são satisfeitas.

84 Supernovas Como a temperatura e a densidade são extremamente altas, elementos mais pesados que o Ferro, como o Níquel, Cobre, Zinco, Bário e Chumbo, são criados por um curto período de tempo. As Supernovas espalham estes elementos pelo meio interestelar, ajudando na criação de novas estrelas e nuvens interestelares.

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

86 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

87 Morte das estrelas Grande Massa Os Buracos Negros

88 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 massiva, mais ou menos com 10 vezes a massa do Sol. A estrela sofre o mesmo processo que leva à criação de uma anã branca, 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.

89 Resumindo Morte das Estrelas

90 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 Estrelas de Nêutrons Massa maior que 10M ʘ Buraco Negro Esses limites são bastante flexíveis e ainda não são bem conhecidos com muita precisão e variam conforme os modelos e observações vão avançando.

91 Estrelas Variáveis

92 Estrelas Variáveis São estrelas normais, porém, periodicamente suas propriedades mudam. São usadas para a medição de distâncias junto com a magnitude aparente. Foram importantes para ajudar Edwin Hubble, em 1923, a determinar que o Universo consistia em mais do que a Via Láctea.

93 Estrelas Variáveis Estrelas variáveis são pulsantes, e suas propriedades como luminosidade, Temperatura e raio variam periodicamente. Temos dois tipos de estrelas variáveis que foram muito importantes para que pudéssemos definir o tamanho de nossa galáxia e a distância de nossos vizinhos, são: RRLyraes, estas têm período de pulsação entre 0,5 e 1 dia. Cefeidas, estas têm o período de pulsação entre 1 e 100 dias.

94 Estrelas Variáveis Quando uma variável Cefeida ou RR Lyrae pulsa, a superfície da estrela oscila como uma mola. Consequentemente, o gás dentro das estrelas se esquenta e se esfria alternadamente. A curva de luz da estrela é então o resultado destas mudanças, que acarretam também mudanças tanto no tamanho quanto na temperatura superficial da estrela.

95 Aglomerados Estelares Mas, se a estrela não tivesse um mecanismo que impulsionasse estas oscilações, em algum momento elas cegariam ao fim. Em 1941 A. Eddington explicou como seria esse mecanismo: De acordo com a teoria proposta, a estrela é mais opaca quando comprimida. Quando a estrela é comprimida, o calor preso empurra a superfície da estrela para fora até o ponto onde esta não é mais suportada pela pressão de radiação. Neste momento a superfície volta a cair, pela força da gravidade, para dentro da estrela e se completa um ciclo de pulsação para se iniciar o próximo.

96 Aglomerados Estelares Como mencionado na aula anterior, são formados a partir do colapso de uma grande nuvem de gás. Como surgem da mesma nuvem, possuem a mesma idade e composição química. Na via láctea podemos observar 2 tipos de aglomerados: Aglomerados abertos Aglomerados Globulares

97 Aglomerados Estelares Aglomerados globulares são grupos concentrados de centenas ou milhares de estrelas muito velhas que são gravitacionalmente ligadas Aglomerados abertos são grupos mais dispersos de estrelas, geralmente contendo menos que algumas centenas de membros, normalmente muito jovens. Aglomerados abertos são rompidos com o tempo pela influência gravitacional de nuvens moleculares gigantes

98 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.

99 Imagem:

100 Vimos que as estrelas criam os elementos químicos presentes na tabela periódica, durante sua vida e estes elementos são espalhados pelo universo no momento da morte da estrela. Estes mesmos elementos estão presentes aqui na Terra, e em nossos corpos.

101 Somos poeira das Estrelas!

102 Isso é tudo, pessoal!

103 Referências Sites Material de aulas Laura Palucci Aula 06: YXBhdWx1Y2NpfGd4OjIxYWUwM2VhMzFlMzlhNDQ Pieter Westera Yuri Fregnani Estrelas II- Ensino de Astronomia UFABC 2015 Livro Astronomia e Astrofísica- Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira Saraiva- Editora Livraria da Física