Estrelas Parte I. Victoria Rodrigues 10/05/14

Transcrição

1 Estrelas Parte I Victoria Rodrigues victoria_souzarodrigues@hotmail.com 10/05/14

2 Sumário Parte I O que são? Nascimento estelar; Evolução Parte II Evolução: Estrelas maiores que o Sol; Aglomerados estelares; Estrelas Binárias Gigantes Vermelhas; Supergigantes Vermelhas; Nebulosas Planetárias; Supernovas

3 O que são estrelas?

4 O que são estrelas? Dicionário: Estrela é um astro que tem luz e calor próprio e que apresenta um brilho cintilante; nome comum aos astros luminosos que mantêm praticamente as mesmas posições relativas na esfera celeste, e que, observados a olho nu, apresentam cintilação. Essa é uma definição realmente precisa?

5 Movimento aparente de Marte: não é um ponto fixo em um curto espaço de tempo.

6 O que são estrelas? Bola massiva e brilhante de gás quente, mantida íntegra pela gravidade. Fonte de energia: fusão nuclear interior. Nasce pela contração de uma nuvem de gás interestelar.

7 O que são estrelas? Uma estrela é um corpo gasoso no interior do qual estão ocorrendo reações de fusão nuclear que transformam elementos químicos de peso atômico menor em elementos de peso atômico maior.

8 Pontos importantes As estrelas, sem exceção, nascem, vivem e morrem! A vida de uma estrela acaba quando não há mais combustível para que ocorra a fusão nuclear. Quanto mais alta a massa de uma estrela, mais curta é a sua vida (anti-intuitivo) Todas nascem de forma semelhante, porém a vida e morte de cada estrela dependem principalmente de sua massa. Nuvem molecular de formação estelar

9 Pontos importantes A vida de uma estrela é uma batalha constante entre a gravitação (que a contrai) e a pressão interna (que a expande). Gravitação Gravitação Pressão Interna Gravitação Gravitação

10 Pontos importantes Gravidade e pressão balanceadas => equilíbrio hidrostático O que ocorre 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. (podem ocorrer mudanças significativas de tamanho, brilho e cor).

11 Pontos importantes

12 Nascimento Estelar Nascimento de um aglomerado estelar: ns.html

13 Gás e poeira interestelar Meio interestelar => combinação do gás e das partículas microscópicas de poeira encontrados no espaço entre as estrelas (interestelar). Estrelas se formam a partir de nuvens negras de gás e poeira interestelar (nebulosas);

14 Nebulosas negras

15 Como nasce uma estrela? 1) Nuvem densa e fria de gás e poeira começa a colapsar (cair sobre si mesma devido à gravidade) 2) Energia potencial gravitacional é transformada em energia térmica: a nuvem se esquenta 3) Seu núcleo torna-se denso e quente o bastante para iniciar reações nucleares 4) A geração de energia interrompe a contração e a estrela entra em equilíbrio hidrostático => nasce uma estrela na sequência principal

16 Estágios da formação estelar Região de formação estelar em Orion:

17 Estágio 1: Fragmentação e contração de uma nuvem Em geral, as nuvens interestelares estão em equilíbrio hidrostático. Para que o colapso ocorra, as nuvens devem sofrer algum tipo de perturbação externa. Uma grande nuvem molecular (como Órion) passa por dois processos antes de formar uma estrela: 1) Fragmentação: nuvem fragmenta-se em pedaços menores com densidades médias maiores 2) Contração (colapso): fragmentos tornam-se instáveis gravitacionalmente e colapsam, formando estrelas.

18 Estágio 2: colapso de um fragmento Por que um fragmento começa a colapsar? Uma perturbação aleatória produz uma região de maior densidade => ação gravitacional e pressão aumentam. Se Fg > Fpressão => ocorre o colapso. O processo de contração, em geral, está associado a perturbações externas: - Supernovas (explosões) - Colisões entre nuvens - Ondas de pressão de estrelas quentes (tipo O)

19 Condições para o colapso gravitacional 1902: Sir James Jeans estudou quais as condições para o colapso gravitacional. Ele determinou que se uma nuvem com determinada densidade e temperatura tiver uma massa maior do que certo valor (MJ), ela entrará em colapso. Massa de Jeans Se a temperatura T é grande, a pressão é grande, portanto uma massa maior é necessária para haver o colapso. Se a densidade é grande, a gravidade é maior, portanto uma massa menor é necessária.

20 Processo de colapso e fragmentação Para cada um dos fragmentos de uma nuvem: Dependendo da massa da nuvem original, vão se formar estrelas individuais ou aglomerados estelares. Se M for da ordem de 10^4 a 10^5 Msol, a nuvem se fragmentará em vários pedaços, cada qual formando uma estrela => aglomerado estelar Se M for da ordem de 10 a 10² Msol, apenas uma estrela isolada (ou sistema binário/múltiplo) se formará.

21 Estágio 3 - protoestrela Após ~10^6 anos: região central da nuvem torna-se uma protoestrela com um disco protoestelar em volta. O disco protoestelar é o local de formação de possíveis planetas. Imagem do HST de um disco protoestelar na Grande Nebulosa de Órion.

22 IRAS

23 Protoestrela feto de estrela Protoestrelas: fragmentos que virão a se tornar estrelas. Dentro da protoestrela: - Começa a crescer o número e a intensidade dos choques entre as partículas da protoestrela. - Aquecimento da nuvem => emissão de luz e energia - Forma de menor energia: forma esférica Pressão interna surge Aumento de temperatura Começa a fusão nuclear => Nasce uma estrela (na sequência principal)!!!

24 Evolução de uma protoestrela Após alguns milhares de anos de contração, uma protoestrela de 1 Msol terá uma fotosfera com T ~ 2000 a 3000 K mas com um raio 20 vezes maior do que o Sol. Por esse motivo, apesar de mais fria, a protoestrela será muito mais brilhante que o Sol => não conseguimos ver este tipo de estrela pois ela se encontra em meio à nebulosa negra. Qual a fonte de energia da protoestrela? Energia potencial gravitacional, que é convertida em energia térmica no processo de colapso.

25 Evolução de uma protoestrela A protoestrela atrai matéria da nebulosa A temperatura em seu centro fica alta o suficiente para haver fusão termonuclear do H em He => nasce uma estrela A massa cai continuamente na estrela => formação de um disco Fortes ventos estelares A jovem estrela ejeta massa ao espaço em jatos bipolares (estágio T- Tauri), deslocando o restante da nebulosa => torna-se visível Estabilização da jovem estrela => equilíbrio hidrostático => estrela da sequência principal. Obs: A massa ejetada no estado T -Tauri pode induzir choques entre partículas => surgimento de novas protoestrelas.

26 Protoestrela

27 A evolução estelar O destino de uma estrela depende primeiramente de sua massa. Após atingir a sequência principal, a aparência de uma estrela se altera pouco durante a maior parte de sua vida. Ao fim da sequência principal, a estrela começa a ficar sem combustível e morre => grandes mudanças. A morte de uma estrela enriquece o espaço com elementos mais pesados.

28 Relação massa x evolução

29 A evolução estelar

30 A evolução de uma estrela como o Sol

31 A evolução de uma estrela como o Sol A composição da estrela sofre mudanças. Quanto mais perto do núcleo, maior a temperatura => mais rápido a queima de H => Quantidade de He aumenta mais rapidamente.

32 Cadeia próton-próton E = m c² Em estrelas maiores, há também a fusão de H em He ocorrendo por ciclo CNO.

33 A evolução de uma estrela como o Sol No núcleo: fusão de H => He é produzido até a queima de todo o H presente. O núcleo é composto basicamente de He, que não queima por não ter ali temperatura suficiente para isso. Sem queima => Sem produção de gás => A pressão interna diminui gradativamente => A pressão gravitacional vai ganhando então o núcleo de He se contrai. Essa contração libera energia gravitacional, fazendo a temperatura do núcleo aumentar => começa a fusão de H da camada seguinte cada vez mais rápido

34 A evolução de uma estrela como o Sol Essa camada de H é conhecida como concha de hidrogênio.

35 A evolução de uma estrela como o Sol A queima de H da concha gera mais energia do que a queima de H no núcleo. A energia continua a aumentar enquanto o núcleo se contrai. Queima de H => responsável por criar uma pressão que aumenta o raio das camadas mais externas que não queimam H => expansão do envelope externo. O núcleo continua a se contrair e ter a sua temperatura aumentada. A temperatura da superfície da estrela cai continuamente.

36 A evolução de uma estrela como o Sol O envelope vai se expandindo O núcleo vai se contraindo

37 A evolução de uma estrela como o Sol Ao atingir o estágio 7, a estrela deixa a sequência principal e entra no Ramo de Subgigantes. Ainda há expansão do envelope externo e diminuição de temperatura, mas há aumento da luminosidade da estrela. Ao passar para o estágio 8, a estrela já possui um raio 3 vezes maior que o do Sol, mas continua crescendo.

38 A evolução de uma estrela como o Sol Entre os estágios 8 e 9: a estrela praticamente mantém sua temperatura => sua luminosidade aumenta quase que subitamente. Esse período é chamado de Ramo das Gigantes Vermelhas.

40 A evolução de uma estrela como o Sol Após muitos anos de contração do núcleo e expansão do envelope => A temperatura para a fusão de He é atingida (10^8 K). Hélio se funde formando Carbono. O núcleo não consegue mais responder rápido o suficiente para mudar suas condições internas => Aumento brusco de temperatura caminhando para uma explosão => helium flash.

41 A evolução de uma estrela como o Sol Helium flash: por algumas horas o hélio queima ferozmente, até o núcleo se expandir devido à energia liberada => mesma massa, maior volume => densidade cai => equilíbrio restaurado. Com a expansão, há o resfriamento do núcleo => redução de energia => luminosidade cai (estágio 10). O envelope se contrai.

42 A evolução de uma estrela como o Sol Volta a aumentar a temperatura da superfície Estágio 10: a estrela queima He de forma estável no núcleo + continua fundindo H da concha (Ramo Horizontal). A posição exata da estrela nessa seção do gráfico é determinada por sua massa naquele momento => a temperatura varia de estrela para estrela, mas a luminosidade é praticamente a mesma para todas neste estágio.

43 A evolução de uma estrela como o Sol Reações no interior de uma estrela aumentam sua velocidade com o aumento da temperatura => He acaba mais rápido. Hélio queimando libera carbono => o núcleo vai ficando cada vez mais carbônico.

44 Processo triplo-alfa

45 A evolução de uma estrela como o Sol Esgotamento de hélio => só sobra carbono no núcleo. Não há temperatura suficiente para a fusão do carbono. Força gravitacional > Pressão interna Núcleo interno novamente se contrai => aumento da temperatura do núcleo. O hélio e o hidrogênio das camadas mais externas são queimados com maior rapidez.

47 A evolução de uma estrela como o Sol O envelope se expande novamente, mas dessa vez mais do que no primeiro estágio de gigante vermelha. Estágio 11: a estrela se torna novamente uma gigante vermelha, mas ainda maior. Alta luminosidade e grande raio. Gigante do Ramo Assintótico (estágio 11).

48 Porém, estudos mais atuais preveem que o Sol não passará da órbita de Vênus na fase de Supergigante Vermelha.

49 Morte de uma estrela como o Sol Estágio 11: núcleo interno continua a se contrair devido à temperatura insuficiente para a queima de carbono => menor energia, menor pressão interna => pressão gravitacional maior. Se a temperatura central se tornasse alta o suficiente para a fusão e carbono => geração de energia => logo o núcleo se tornaria estável, cessando a contração. Para estrelas de massas próximas à solar => a massa não é suficiente para suportar o tempo necessário até atingir a temperatura necessária para a queima de carbono. Estrela está próxima do fim de sua vida

50 A evolução estelar

51 Morte de uma estrela como o Sol Estágio 12: Não há queima de carbono; O hidrogênio e o hélio das camadas mais externas são queimados rapidamente ; Intensa radiação provinda das camadas internas. Estrela começa a se despedaçar => camadas mais externas começam a se perder no espaço => a estrela perde todo o seu envelope.

52 Morte de uma estrela como o Sol A antiga gigante vermelha se separa em duas partes: 1) O núcleo, agora exposto, muito quente e brilhante. 2) Rodeando o núcleo, uma nuvem de gás e poeira (o antigo envelope).

53 Morte de uma estrela como o Sol Conforme o núcleo queima todo o seu combustível => aquece e se contrai. O núcleo se torna tão quente que a radiação ultravioleta produzida ioniza partes da nuvem que o cerca. Nebulosa Planetária

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

55 Nebulosas Planetárias Nebulosa planetária Abell 39

56 Nebulosas Planetárias Nebulosa Olho de Gato

57 Morte de uma estrela como o Sol O carbono e o hélio não queimados são liberados para o meio interestelar e podem fazer parte da nova geração de estrelas. Esses elementos são transferidos por convecção para a nebulosa e se perdem no espaço com ela => enriquecem o meio interestelar quando essa nebulosa escapa.

58 Morte de uma estrela como o Sol Nebulosa escapa => o núcleo carbônico se torna visível. Núcleo: Muito pequeno; Seu brilho se deve apenas à sua temperatura, não a reações. Superfície de aparência branca. Estágio 13: anã branca