ÇÃO À ASTRONOMIA (AGA-210) Notas de aula INTRODUÇÃ. Estrelas: do nascimento à Seqüê. üência Principal. Enos Picazzio IAGUSP, Maio/2006

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André Pais Teves
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1 INTRODUÇÃ ÇÃO À ASTRONOMIA (AGA-210) Notas de aula Estrelas: do nascimento à Seqüê üência Principal Enos Picazzio IAGUSP, Maio/2006

2 De que são formadas as estrelas? Átomo: elemento básico b da matéria o mais simples (1 próton + 1 elétron) e de menor massa atômica (1,00794) o mais complexo (112 prótons nêutrons elétrons) e o de maior massa atômica (277) De que são formadas as estrelas?

elétron) e de menor massa atômica (1,00794) o mais complexo (112

3 De que são formadas as estrelas? H: elemento químico mais abundante no universo: em número: 90% ; Hélio (He): segundo mais abundante: ~ 23% (em massa) Demais elementos químicos: ~ 2%. em massa: ~ 75% Quanto mais complexa for a estrutura do átomo, maior será a sua massa e menor a sua abundância. Molécula: agrupamento de 2 ou mais átomos. Quando mais átomos possui, mais complexa é a sua estrutura Gases: formados de moléculas. Sólido: é um estado da matéria onde os elementos constituintes estão agrupados numa rede espacial definida e característica.

químicos: ~ 2%. em massa: ~ 75% Quanto mais complexa for a estrutura do átomo, maior será a sua massa e menor a sua abundância.

4 De que são formadas as estrelas? Espaço interestelar: - constituição: preenchido por átomos, gases e grãos recobertos por gases congelados - forma: nuvens difusas extremamente rarefeitas (~ 10 átomos/cc) - tamanho: gigantescas (~ 50 AL) - massa típica: 400 massas solares - temperatura local: menor que 100 K (-173 Celsius). Nuvens moleculares gigantes: - ricas em grãos, - densidade da ordem de 1 milhão de átomos por cc, - temperatura entre 10 K e 30 K. - elas dão origem às estrelas. - os braços da Galáxia são os locais mais propícios para a formação estelar

extremamente rarefeitas (~ 10 átomos/cc) - tamanho: gigantescas (~ 50 AL) - massa típica: 400 massas solares - temperatura local: menor que

5 Do nascimento à Seqüência Principal Equilíbrio da nuvem molecular densa depende da relação entre as pressões interna (controlada pela temperatura local) e externa (controlada pela força gravitacional). Sir James Jeans (início de 1900): uma nuvem com cerca de massas solares e temperatura de 50 K entra espontaneamente em colapso se ela estiver encerada em um volume com 2 pc (6,52 AL) de raio. Este limite ficou conhecido como massa de Jeans. Perdendo a sustentação a nuvem entra em colapso. O movimento de contração é lento no início mas aumenta gradativamente com a contração. Vários glóbulos podem se formar. Como esta massa é muito maior que a de uma estrela, nessa contração vão nascer muitas estrelas.

000 massas solares e temperatura de 50 K entra espontaneamente em colapso se ela estiver encerada em um volume com 2 pc (6,52 AL) de raio.

6 Do nascimento à Seqüência Principal Uma lei básica da Física: conservação da energia - pode ser transformada em outras espécies, mas a energia total do sistema se conserva. Na contração do glóbulo: - a energia potencial gravitacional transforma-se basicamente em energia térmica e cinética. - quanto mais a nuvem se contrai, mais ela se aquece e mais rapidamente ela gira. - densidade, temperatura e pressão aumentam nas regiões centrais nasce a proto-estrela - calor flui do centro quente para a periferia fria. - proto-estrela brilha como um corpo de cor vermelho profundo. A maior parte da energia é irradiada no infravermelho.

- quanto mais a nuvem se contrai, mais ela se aquece e mais rapidamente ela gira.

7 Do nascimento à Seqüência Principal De início, a proto-estrela é imensa, brilhante, com temperatura superficial baixa e cor avermelhada. Gradativamente ela se contrai, sua luminosidade diminui, sua temperatura aumentado e sua cor torna-se mais clara. No Diagrama HR, esse comportamento se manifesta através de uma trajetória quase vertical.

Gradativamente ela se contrai, sua luminosidade diminui, sua temperatura aumentado e

8 Do nascimento à Seqüência Principal Trajeto evolutivo das estrelas no diagrama HR depende da massa. Estrelas de maior massa apresentam transfomações mais profundas em menor escala de tempo. Antes de entrar na SP a protoestrela passa por fase de perda de massa por jato bipolar quente.

Estrelas de maior massa apresentam transfomações mais profundas em

9 Do nascimento à Seqüência Principal No centro da proto-estrela: - densidade, temperatura e pressão aumentam gradativamente - quando temperatura central atinge cerca de K H torna-se ionizado - posteriormente também o He - com a contração, os núcleos de H vão sendo comprimidos uns contra os outros, as colisões mútuas se intensificam e a temperatura aumenta ainda mais. - quando a temperatura central ultrapassar 10 milhões K as colisões tornam-se violentas núcleos de H fundem-se: é a fusão nuclear. - a proto-estrela tornou-se uma estrela e entra na fase duradoura a fase da Seqüência Principal (SP), onde passará a maior parte de sua vida.

000 K H torna-se ionizado - posteriormente também o He - com a contração, os núcleos de H vão sendo comprimidos uns contra os outros, as colisões mútuas se

10 Do nascimento à Seqüência Principal

11 Do nascimento à Seqüência Principal O tempo que uma estrela leva do nascimento à fase de geração de energia por fusão nuclear (Seqüência Principal) depende da massa. Massa Tipo espectral Tempo para chegar à SP 30 M SOL O anos 10 B B A Sol G K M

Massa Tipo espectral Tempo para chegar à SP 30 M SOL O6 30.000 anos 10 B3 300.

12 Produção de energia na Seqüência Principal A origem da energia solar foi um mistério por longo tempo. Cálculos mostravam que a conversão de energia gravitacional em calor era insuficiente para manter o Sol brilhando até hoje Sir Arthur Eddington (início de 1920): o Sol é composto basicamente de H condições físicas no interior provoca fusão nuclear a fonte da energia solar. Década de 1930: processo de fusão nuclear foi esclarecido em detalhes, com os trabalhos de George Gamov, Hans Bethe (Nobel) e Carl Friedrich von Weizsäker. Eddington Gamov Bethe

Eddington (início de 1920): o Sol é composto basicamente de H condições físicas no interior provoca fusão nuclear a fonte da energia solar.

13 De De onde onde vem vem a energia liberada na na fusão? 4 núcleos núcleos de de H 1 núcleo núcleo He He diferença Produção de energia no interior da estrela = 6, , g = 6, , g = 0,0475 0, g = 0,7% 0,7% do do H Hidr ogênio Hidr ogênio Albert Albert Einstein: matéria matéria e e energia energia são são duas duas manifestações distintas distintas de de uma uma coisa coisa única, única, ou ou seja, seja, uma uma se se converte na na outra outra através através da da E = mc mc 2 2 Deutér io Hidr ogênio Cadeia próton-próton Fusão nuclear 4H He + energia energia = massa (velocidade da da luz) luz) 2 2 Pósit ron (elétron com carga elétrica positiva) Neut rino (partícula subatômica) c 2 2 ééum um número número muito muito grande grande (9 ( cm cm 2 2 /s /s 2 2 )) conclusão: mesmo mesmo uma uma massa massa tão tão diminuta gera gera uma uma quantidade enorme enorme de de energia energia mecanismo capaz capaz de de manter manter o Sol Sol brilhando na na mesma mesma taxa taxa que que a a atual atual por por um um período período equivalente ààsua sua idade idade (4,6 (4,6 bilhões bilhões de de anos). anos). Hélio-3 Ener gia Hélio Hélio-3 Hidr ogênio

0,7% 0,7% do do H Hidr ogênio Hidr ogênio Albert Albert Einstein: matéria matéria e e energia energia são são duas duas manifestações distintas distintas de de uma uma coisa coisa única, única, ou ou

15 Tempo de vida das estrelas Quem brilha mais forte, vive menos. Maior massa maior quantidade de H vive mais Maior luminosidade (perda de energia) vida mais curta M t L Maior massa maior luminosidade vida mais curta L M 4

16 Tempo de vida das estrelas Quem brilha mais forte, vive menos. Massa Tempo de de vida na na SP M SOL 2 SOL milhões anos milhões milhões milhões 1,5 1,6 bilhão 1 Sol 9 bilhões 0,1 Trilhões ( / M 2 anos )

Massa Tempo de de vida na na SP 60 60 M SOL 2 SOL milhões

17 Estrutura interna: fusão nuclear Camada fundindo H Envelope de H Caroço de He 4H He + energia

18 Estrutura interna: fusão nuclear Hélio-4 Energia Hélio-4 Hélio-4 Carbono-12 Envelope de H Camada fundindo H Camada fundindo He Caroço de carbono

19 Estrutura interna: fusão nuclear Carbono-12 Energia Carbono-12 Magnésio-24 Carbono-12 Energia Hélio-4 Oxigênio-16

20 Estrutura interna: fusão nuclear

21 Estrutura interna: fusão nuclear Camada fundindo H Fundindo He Fundindo C Fundindo O Fundindo Ne Fundindo Mg Fundindo Si Caroço de Fe Camada de H

22 Temperaturas de fusão nuclear Elemento Temperatura (milhões K) Fusão do hidrogênio 15 Fusão do hélio 170 Fusão do carbono 700 Fusão do neônio Fusão do oxigênio Fusão do silício 3.300

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