Vida das Estrelas Tópicos Gerais de Ciências da Terra Turma B. Karín Menéndez-Delmestre Observatório do Valongo

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1 Vida das Estrelas Tópicos Gerais de Ciências da Terra Turma B Karín Menéndez-Delmestre Observatório do Valongo

2 Esfera de gás quente, auto- gravitante Fonte bastante luminosa (Sol: 100 bilhões de bombas atómicas por segundo) e massiva A estrela está em luta constante, resistendo a auto- gravidade... Cómo? Possui uma fonte interna de energia própria: fusão nuclear Qué é uma estrela?

3 Fusão Nuclear Processo exotérmico energia produzida mantém equilíbrio, evitando o colapso por auto- gravidade. Durante ~90% da vida da estrela: fusão de hidrogênio Produto = hélio Sol: 600 bilhões de kg de hidrogênio produzem 595 bilhões de kg de hélio por segundo Crescimento de um núcleo de hélio no centro da estrela

4 CombusXvel Nuclear!"#"!$"#"%"#"&'()*(+$,"#"-."#"/$ >DE");55;"?1"-1: F0.2;"?$">DE");55;"?1"-1: Uma vez o hidrogênio esgota, a estrela sucumbe à auto- gravidade consequência (dependendo da massa da estrela): fusão de hélio e produção de elementos mais pesados que por sua vez (dependendo novamente da massa da estrela) fusionam para formar elementos cada vez mais pesados até o ferro!

5 Produção de elementos pesados Até Fe- 56 (ferro), elementos mais leves fusionam para produzir energia (processo exotérmico) Depois de ferro, a fusão para formar elementos mais pesados vira processo endotérmico

6 Produção de elementos pesados Até Fe- 56 (ferro), elementos mais leves fusionam para produzir energia (processo exotérmico) Depois de ferro, a fusão para formar elementos mais pesados vira processo endotérmico Por tanto, uma vez a estrela produiz ferro, não tem combusxvel alterno para comba^r a auto- gravidade. Elementos mais pesados que o ferro são produzidos por processos que envolvem a absorção de neutrons e decaimento destes em protons: decaimento beta

7 Produção de elementos pesados Até Fe- 56 (ferro), elementos mais leves fusionam para produzir energia (processo exotérmico) Depois de ferro, a fusão para formar elementos mais pesados vira processo endotérmico Por tanto, uma vez a estrela produiz ferro, não tem combusxvel alterno para comba^r a auto- gravidade. Elementos mais pesados que o ferro são produzidos por processos que envolvem a absorção de neutrons e decaimento destes em protons: decaimento beta As estrelas são os fornos de onde saem os elementos da tabla periódica!

8 Pense e fale com seu/sua Pergunta #1-1 minuto de reflexão individual - Escreva sua resposta individual - Discuta sua resposta (e razonamento!) com seu/sua vizinh@

9 Pense e fale com seu/sua Pergunta #1 Júpiter é uma bola de gás auto- gravitante. Por qué não chamamos Júpiter de estrela?

10 Evolução Estelar Fator determinante: Massa M sol = x g!"#"!$"#"%"#"&'()*(+$,"#"-."#"/$ >DE");55;"?1"-1: (Baixa Massa) F0.2;"?$">DE");55;"?1"-1: (Alta Massa)

11 Evolução Estelar Fator determinante: Massa M sol = x g PORQUE?!"#"!$"#"%"#"&'()*(+$,"#"-."#"/$ >DE");55;"?1"-1: (Baixa Massa) F0.2;"?$">DE");55;"?1"-1: (Alta Massa)

12 Evolução Estelar Três Fases Principais: Antes, Durante e Depois da Sequência Principal (SP) (1) Pré- SP: formação de uma estrela a par^r de uma núvem molecular. (2) SP: Queima de hidrogênio - 90% da vida da estrela acontece na SP (3) Pós- SP: Exaustão de hidrogênio no núcleo - Estrela deixa de ser homogénea

13 Fase I (Pré- SP) Formação de uma proto- estrela: núvens moleculares -)./,"*%(0%(12/3%

14 Fase I (Pré- SP) Formação de uma proto- estrela: núvens moleculares! (,&&,&.! '/0 1 2/0 3 '( &)* 4,5,%6)&.'! 70230'8+ 9$%&:;,;$&.! /0 < '5)*=+"*,&>5? 4$58$-,@"-,&.! A0B'2'/0B'C$&+"-,&D -)./,"*%(0%(12/3% Desenvolvem- se pequenas regiões densas in situ

15 Fase I (Pré- SP) Formação de uma proto- estrela: Equilíbrio hidrostá^co Equilíbrio hidrostá^co numa núvem de gás Balanço entre força da gravidade e a força exercida pela pressão do gás.

16 Fase I (Pré- SP) Formação de uma proto- estrela: Colapso e fragmentação da núvem Quebra do equilibrio hidro- está^co Colapso Colapso de uma núvem de gás molecular Fragmentação Protoestrelas Balanço entre força da gravidade e a força exercida pela pressão do gás. Quebra do equilibrio hidrostá^co colapso da núvem de gás Fragmentação da núvem em nódulos menores Nódulos individuais colapsam até re- estabelecer equilibrio Formação de proto- estrelas!

17 Fase I (Pré- SP) Formação de uma proto- estrela: Acreção de gás - - disco proto- estelar Conservação de momento angular formação de um disco proto- estelar (gás + poeira) Acreção de gás na estrela

18 Fase I (Pré- SP) Formação de uma proto- estrela: Acreção de gás - - disco proto- estelar Conservação de momento angular formação de um disco proto- estelar (gás + poeira) Acreção de gás na estrela Presença de jatos proto- estelares

19 Fase I (Pré- SP) Formação de uma proto- estrela: Acreção de gás - - disco proto- estelar Conservação de momento angular formação de um disco proto- estelar (gás + poeira) Acreção de gás na estrela Presença de jatos proto- estelares

20 Fase 2 (SP) Sequência Principal: Massa crí^ca Os núcleos nas estrelas com massa < 0.08 M sol não alcançam temperaturas suficientemente altas para entrar na SP. Estas estrelas viram anãs marrons

21 Fase 2 (SP) Sequência Principal: Queima de hidrogênio radia^vo convec^vo M estelar > 0.08 M sol Cadeia proton- proton ~ T 4 Principal processo de produção de Hélio no interior de estrelas de baixa massa Ciclo de CNO ~ T 20 Principal processo de produção de Hélio no interior de estrelas de alta massa No Sol: 75% da energia fornecida por PP Estrutura: núcleo de He inerte, envelope de H

22 Fase 2 (SP) A Sequência Principal termina quando H acaba no núcleo. Sequência Principal: Queima de hidrogênio M estelar > 0.08 M sol Cadeia proton- proton ~ T 4 Principal processo de produção de Hélio no interior de estrelas de baixa massa Ciclo de CNO ~ T 20 Principal processo de produção de Hélio no interior de estrelas de alta massa No Sol: 75% da energia fornecida por PP Estrutura: núcleo de He inerte, envelope de H

23 Fase 2 (SP) Sequência Principal: Queima de hidrogênio As estrelas passam a maioria da vida delas nesta fase Fusão de H produiz um núcleo de He que cresce em massa no centro das estrelas A Sequência Principal termina quando H acaba no núcleo.

24 Pense e fale com seu/sua Pergunta #2-2 minuto de reflexão individual - Escreva sua resposta individual - Discuta sua resposta (e razonamento!) com seu/sua vizinh@

25 Pense e fale com seu/sua Pergunta #2 Considere a seguinte informação sobre o tempo na sequência principal das estrelas A, B, e C: Estrela A vai ficar na sequência principal por 45 bilhões de anos Estrela B vai ficar na sequência principal por 70 bilhões de anos Estrela C vai ficar na sequência principal por 800 bilhões de anos Qual das estrelas possui uma massa maior? (a) Estrela A (b) Estrela B (c) Estrela C (d) Estrelas A, B, C possuem aproximadamente a mesma massa

26 Fase 3 (pós- SP) Saída da Sequência Principal: Queima de He Fusão de He no centro, fusão de H con^nua, mas numa camada afora do núcleo.

27 Fase 3 (pós- SP) Saída da Sequência Principal: Fase Gigante Fusão de He no centro, fusão de H con^nua, mas numa camada afora do núcleo. Fase Gigante Perdidas importantes de massa atraves de ventos estelares. M estelar < 8 M sol : Ejeção das camadas externas da estrela Nebulosas Planetárias

28 Nebulosas Planetárias No siglo XIX, estes objetos observados com telescópios pequenos foram iden^ficados (por erro) como planetas gaseosos, pela apariência nebulosa Estes objetos são o produto da ejeção das camadas externas em estrelas com M < 8 M Sol

29 Nebulosas Planetárias Estes objetos são o produto da ejeção das camadas externas em estrelas com M < 8 M sol Os fótons ultravioletas emi^dos pela estrela excitam os átomos na nebulosa; cascada de electrons retornando ao nível raso fotons emi^dos na faixa óp^ca do espectro electromagné^co.

30 Fase 3 (pós- SP) Saída da Sequência Principal: Fase Gigante Fusão de He no centro, fusão de H con^nua, mas numa camada afora do núcleo. Fase Gigante Perdidas importantes de massa atraves de ventos estelares. M estelar < 8 M sol : Ejeção das camadas externas da estrela (Nebulosas Planetárias) Remanescente estelar = anã branca

31 !"#$%&'#(!)*+$,- O Des^no do Sol!"#$!%&"'()*'&#+',-.'&'*&""&'/)'0)%'123%45!"'/!'&6)"7!"#$%&'()*'+,'-.$( 5%6(78+$%9$( /'01-2($()3-$%'&4+"$(! :;< =$1($>2+)>'),1>$%?$(@)'(#2&$,'%&2)')!,1>$%?$)>')92,01(&AB'-)%19-'$+ Escala de tempo: bilhões de anos

32 Fase 3 (pós- SP) Saída da Sequência Principal: Fase Gigante Fusão de He no centro, fusão de H con^nua, mas numa camada afora do núcleo. Fase Gigante Perdidas importantes de massa atraves de ventos estelares. M estelar < 8 M sol : Ejeção das camadas externas da estrela (Nebulosas Planetárias) Remanescente estelar = anã branca

33 Fase 3 (pós- SP) Saída da Sequência Principal: Fase Super- Gigante M estelar > 8 M sol : Quando He acaba no centro fusão de elementos mais pesados estrutura de camadas, ^po cebola fusão de H, He con^nua, mas em camadas afora do núcleo.

34 Fase 3 (pós- SP) Saída da Sequência Principal: Fase Super- Gigante M estelar > 8 M sol : Quando He acaba no centro fusão de elementos mais pesados estrutura de camadas, ^po cebola fusão de H, He con^nua, mas em camadas afora do núcleo. Quando o combusxvel termina Colapso da estrela Supernova

35 M<0.08M Sol 0.08 M sol < M ZAMS < 90 M sol M> M Sol T não aumeta o suficiente, protoestrela não chega à SP Fase Subgigante SP M>5 M Sol Inestável: luminosidade radiativa leva a pérdidas em massa importantes Gigante Vermelha M<8M Sol M>8 M Sol Pérdida da camada externa (ventos estelares) nebula planetária Gigante Vermelha AGB Anãs Brancas Fusão não continua depois de He M ZAMS <25M Sol Supergigante Supernova Tipo II Fusão continua: C, O, Si núcleo de 56 Fe colapso M ZAMS >25M Sol Estrela Neutron Buraco Negro

36 Aproximadamente 98% (incluindo o Sol!) de todas as estrelas tornam-se anãs brancas, já que a maioria das estrelas são de baixa massa

37 Varios ^pos: Supernova Tipo II: Uma vez uma estrela massiva u^liza todo o seu combusxvel (até formar um núcleo de Fe) colapso do nucleo ricochete onda de choque espalha o material da estrela.

38 Supernova Tipo II Remanescente: se a massa da estrela original <25M Sol : Estrela Neutron se M estelar >25M Sol : Buraco Negro

39 Supernova Tipo II Compressão do núcleo de Fe protons e electons se combinam para formar um mar de neutrons. Remanescente: se a massa da estrela original <25M Sol : Estrela Neutron se M estelar >25M Sol : Buraco Negro Degenerescencia de neutrones impede a continuação do colapso M estrela neutron = 1.4 M sol, R ~ 10 km Densidade é muito alta; nas densidades extremas do centro partículas exóticas (piones, plasmas de quarks e gluons) Campos magnéticos extremos. Em fim, as estrelas neutron são objetos muito exóticos.

40 Supernova Tipo II Remanescente: se a massa da estrela original <25M Sol : Estrela Neutron se M estelar >M Sol : Buraco Negro A massa da estrela em colapso é tão grande que nem a degenerescencia dos neutrons alcança interromper o colapso colapso até um ponto infinitesimal centro de um buraco negro buraco negro = região com tanta massa concentrada num espaço tão pequeno que nenhum outro objeto passando muito perto dele pode escapar a sua atração gravitacional (nem a luz!).

41 Varios ^pos: Supernova Tipo II: Uma vez uma estrela massiva u^liza todo o seu combusxvel (até formar um núcleo de Fe) colapso do nucleo ricochete onda de choque espalha o material da estrela. Tipo I: Em um sistema estelar binario, uma anã branca (núcleo=carbono+oxigênio) adquiere (por gravidade) massa adicional da companheira durante a fase gigante vermelha desta de repente, fusão do núcleo inteiro energia suficiente para espalhar a estrela inteira.

42 Supernova Tipo I

43 !"#"$%&'()*+",-.&'/(0*('12*)3-"$,*'("("$4'( 5)"$6"'(7(8)5-,"' 912*)3-3"$,*(:(;<<(=(;<<<(! '&+ >-3"$,*(:(;<(=(;<<(! '&+ 9&+(A"$4D((E(;! '1$

44 Tamanhos de Estrelas

45 Importância da Evolução Estelar Enriquecimento do méio inter- estelar Perdida de massa (ventos estelares, supernova) Formação de uma nova geração de estrelas a par^r do material enriquecido ejetado por estrelas de gerações anteriores com metais mais pesados que o material original da núvem.

46 Importância da Evolução Estelar Enriquecimento do méio inter- estelar Formação de uma nova geração de estrelas a par^r do material enriquecido Formação de grãos de poeira nas atmosferas das estrelas Formação de moléculas complexas Sistemas planetários vida

47 NGC3603: Exibição in situ de várias fases de evolução estelar Nubes densas de H 2 (globulos Bok) ~10K, >10 4 cm -3, M sol Ninhos de proto-estrelas Pilares de H brilhante estrelas jóvens emergindo das núvens densas

48 NGC3603: Exibição in situ de várias fases de evolução estelar Nubes densas de H 2 (globulos Bok) ~10K, >10 4 cm -3, M sol Ninhos de proto-estrelas Pilares de H brilhante estrelas jóvens emergindo das núvens densas Estrelas na SP e pós-sp (O, Wolf-Rayet) fusão de H He presão radiativa e ventos estelares formaram uma cavidade na nube molecular Fase super-gigante pérdida de massa estelar, (matérial enriquecido): vento bipolar (outflow), aneu

49 NGC3603: Exibição in situ de várias fases de evolução estelar Nubes densas de H 2 (globulos Bok) ~10K, >10 4 cm -3, M sol Ninhos de proto-estrelas Pilares de H brilhante estrelas jóvens emergindo das núvens densas Estrelas na SP e pós-sp (O, Wolf-Rayet) fusão de H He presão radiativa e ventos estelares formaram uma cavidade na nube molecular Fase super-gigante pérdida de massa estelar, (matérial enriquecido): vento bipolar (outflow), aneu Discos proto-planetários