Tópicos Especiais em Física. Vídeo-aula 5: astrofísica estelar 09/07/2011

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Vitorino Álvaro Anjos
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1 Tópicos Especiais em Física Vídeo-aula 5: astrofísica estelar 09/07/2011

2 Propriedades fundamentais das estrelas Formação estelar Evolução estelar Estágios finais das estrelas

3 Estrelas: o que são? Enormes esferas em cujo interior ocorrem processos de fusão nuclear com intensa liberação de energia Energia é liberada na forma de radiação (incluindo luz) Composição química variada, principalmente hidrogênio e hélio.

4 Análise da emissão luminosa Fotometria (radiação captada pelo equipamento em faixa de comprimentos de onda) Espectroscopia (distribuição da radiação captada em função do comprimento de onda)

5 Fotometria Integrada (luz proveniente de qualquer ponto do objeto observado) Distribuição de brilho (luz proveniente de cada ponto do objeto) Quantidade de luz captada expressa em magnitudes

6 Magnitude aparente: Quanto menor a magnitude, mais brilhante é a estrela Se a estrela A for 10 vezes mais brilhante que a estrela B, então = +2,5 A magnitude aparente de referência é a magnitude da estrela Vega

7 Magnitude absoluta: Magnitude aparente da estrela se estivesse a uma distância de 10 pc = +5 5log

8 Banda fotométrica Intervalo de comprimento de onda que corresponde a um filtro físico Sistema fotométrico: conjunto de bandas fotométricas que cobrem diferentes intervalos de comprimento de onda Ex. sistema UBV: M U, M B, M V

9 Índice de cor Diferença entre duas magnitudes Luminosidade = Magnitude absoluta expressa em escala linear =10 0,4( ) Luminosidade bolométrica: luminosidade total em todas as frequências

10 Espectroscopia Coleta de espectro da radiação emitida

11 Classificação das estrelas Tipos espectrais: padrões de distribuição de radiação e de linhas

Tipo espectral Temperatura (K) Coloração Exemplo O 25000-50000 Azul Alnitak B 11000-25000 Azulada Rigel A 7500-11000 Branca

12 Tipo espectral Temperatura (K) Coloração Exemplo O Azul Alnitak B Azulada Rigel A Branca Sirius F Branco-amarelado Canopus G Amarelo Sol K Laranja Arcturus M Vermelha Antares

13 Classes de luminosidade

14 Classes de luminosidade Classe de luminosidade Tipo de estrela I-II III Supergigantes Gigantes V Sequência principal VII Anãs brancas

15 Fonte de energia estelar Fusão nuclear Pressão de radiação mantém a estabilidade da Pressão de radiação mantém a estabilidade da estrela

16 Reações nucleares Estrelas semelhantes ao Sol: ciclo próton-próton H 1 +H 1 H H 2 +H 1 He 3 + He 3 +He 3 He 4 +H 1 +H 1

17 Reações nucleares Estrelas com mais de 1,5 massas solares: ciclo CNO C 12 +H 1 N 13 + N 13 C C 13 +H 1 N 14 + N 14 +H 1 O 15 + O 15 N N 15 +H 1 C 12 +He 4

18 Reações nucleares Estrelas entre 0,6 e 10 massas solares: triplo α He 4 +He 4 Be 8 + Be 8 +He 4 C 12 +

19 Nuvens moleculares: H, He, outros elementos Densidades da ordem de Densidades da ordem de dezenas de partículas por cm 3

20 Colapso gravitacional: Fragmentação Picos de densidade: proto-estrelas Aumento de massa no colapso: início da fusão nuclear e formação de estrela Sequência principal

21 Sequência principal: Primeira fase da vida de uma estrela (90% da vida) Tipo espectral Massa (em massas Raio (em raios Tempo na sequência solares) solares) principal (anos) O > 15 > 6 < 10 7 B ,5 6 1x10 7 2x10 8 A 1,5 3 1,5 2,5 2x10 8 2x10 9 F 1 1,5 1 1,4 2x10 9 2x10 10 G 0,75 1 0,8 1 1x x10 10 K 0,5 0,75 0,6 0,8 3x x10 11 M 0,1 0,5 0,2 0,6 2x x10 12

22 Estrelas M até K Convecção em todo seu volume Renovação do H nuclear Massa insuficiente para reações triplo alfa: fim das reações nucleares e morte da estrela

23 Estrelas G até O Abundância de He nuclear: colapso, aumento da temperatura central, expansão das camadas externas Massa suficiente para reações triplo alfa: saída da sequência principal Estrelas gigantes (até 10 massas solares) e supergigantes

24 Estrelas gigantes e supergigantes Diversas camadas nas quais diferentes reações nucleares ocorrem Gigantes: fusão do silício em ferro é a última reação possível, seguido de morte da estrela Supergigantes: fusão do ferro. Reação endotérmica : colapso do núcleo

25 Estrelas até 10 massas solares Fim das reações nucleares seguido de colapso do núcleo e ejeção das camadas externas Formação de nebulosa planetária Anã branca

26 Estrelas acima de 10 massas solares Fusão do ferro drena energia do núcleo e produz colapso muito rápido Ejeção brusca das camadas externas: supernova Até 15 massas solares: remanescente é estrela de nêutrons Acima de 15 massas solares: remanescente é buraco negro

28 Propriedades fundamentais Tipos espectrais, classes de luminosidade Formação das estrelas Evolução estelar Estágios finais das estrelas Anãs vermelhas, anãs brancas, estrelas de nêutrons, buracos negros

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