Jorge Meléndez, baseado no Prof. R. Boczko IAG-USP. Estrelas e sua Evolução (#31)

Transcrição

1 Jorge Meléndez, baseado no Prof. R. Boczko IAG-USP Estrelas e sua Evolução (#31)

2 O que é uma estrela? É um corpo gasoso no interior do qual ocorrem reações de fusão nuclear formando elementos mais pesados.

3 Variedade de estrelas

4 Variedade de estrelas

5 Tipos de estrelas: tamanhos relativos na fase principal da sua vida

6 Comparação do Sol a estrelas gigantes e supergigantes

7 Como classificar as estrelas?

8 Como classificar as estrelas? Espectroscopia: decomposição da Luz 700 nm Prisma Espectro contínuo 400 nm Espectro contínuo do Sol: Newton ( )

9 Como classificar as estrelas? Espectro de Linhas: o DNA das estrelas Joseph von Fraunhofer ( )

10 Classificação de estrelas Padre Angelo Secchi ( ): 3 tipos Tipo I: branco-azul moderna classe A & F cedo Tipo II: amarelas, de tipo solar atual classe G, K, F tardio Tipo III: laranja-vermelho, moderna classe M Outros tipos foram incluidos depois

11 O sistema de classificação de Harvard s: classificação de Harvard (E.Pickering + Williamina Fleming + Antonia Maury + Annie J. Cannon): O, B, A, F, G, K, M Mulheres Harvard Baseado em espectros das estações Harvard N. & S. (Arequipa, Peru)

12 Classificação espectral de estrelas Annie J. Cannon ( ) classificou mais de espectros! Refinou o sistema de classificação com sub-classes (por exemplo, A0, A1,... A9) Catalogo HD: baseado em espectros estelares obtidos em Harvard (EEUU) e Arequipa (Peru)

13 Massa das estrelas SOL Raio: 700 mil km Massa: 2x10 30 Kg (330,000 Terra)

14 Classificação de estrelas segundo sua massa Baixa massa < 8 Massas solares Massa intermediária ~ 8-25 M Sol Alta massa > 25 M Sol

15 Nascimento, Vida e Morte de Estrelas

16 Evolução de uma estrela segundo sua massa Anã Marron Baixa massa Gigante Vermelha Anã Branca Peso Pena Nebulosa Planetária Estrela de Nêutrons Nebulosa Massa intermediária Super Gigante Vermelha Super Gigante Azul Nebulosa Estrela Supernova Alta massa Super Gigante Vermelha Buraco Negro

17 Estrela de Massa intermediária Reações de fusão nuclear Super Gigante Vermelha Nebulosa primordial Reciclagem de estrelas Super Gigante Azul Nebulosa enriquecida Estrela Supernova Super Gigante Azul

18 Como se formam as estrelas?

19 Existindo massa, existe atração gravitacional Pressão gravitacional

20 A forma geométrica de menor energia é a esfera. Contração gravitacional de uma nebulosa Gás Hidrogênio Lei da atração gravitacional m m d F F F = G m m / d 2

21 Causas internas (Colapso espontâneo) Autogravitação Possíveis causadores da contração gravitacional da nebulosa Causas externas (Colapso forçado) Interação com uma estrela em passagem Interação entre duas nebulosas Ondas de choque provocadas por uma supernova

22 Onde nascem as estrelas?

23 Nebulosa escura

24 Extinção interestelar Parece que não há estrelas na região central da nebulosa. Será que não há mesmo? Foto no visível Foto no visível + infra-vermelho

25 Nebulosa Escura Cabeça do Cavalo em Orion

26 Proto-estrelas ( NGC 2237 )

27 De proto-estrela à estrela

28 Gestação de uma Nebulosa inicial estrela Emissão de energia térmica?

29 Modelo de representação de alguns átomos

30 Núcleo Eletrosfera Modelo atômico

31 Átomo de Hidrogênio e p Núcleo Eletrosfera

32 Deutério e p n n = p e

33 Próton e nêutron: são formados por quarks u e d PRÓTON NÊUTRON _ p + e - + e

34 Átomo de Hélio 4 e p n n p e n = p e

35 Átomo de Hélio 3 e p n p e n = p e

36 Átomo de e Carbono e p n p n e n p n p e p n p n e n = p e e

37 e e Átomo de Nitrogênio e n p p n n e n p n p p n p p n e e n = p e e

38 p n e n p e Átomo neutro N p = N e Nível Fundamental e Átomos e Íons Convenção Próton + Nêutron Elétron - Átomo excitado N p = N e Nível Excitado Íon = Átomo ionizado N p N e Elétron Livre

39 Gás Hidrogênio Aquecimento da proto-estrela Excitação Ionização Desexcitação

40 Fusão nuclear Próton Próton Fusão nuclear Energia Elemento mais pesado

41 Nascimento de uma Nebulosa inicial estrela Início das reações de Fusão Nuclear Nasceu a estrela!

42 O que há no interior de uma estrela??

43 Gás e Plasma Gás Plasma

44 Estrela: corpo plasmático Reações de Fusão Nuclear + + Plasma Temperatura muito alta Átomos ionizados Matéria na forma de plasma

45 Como é gerada a energia no interior de uma estrela?

46 Fusão do hidrogênio p p p p Pósitron Pósitron Neutrino p D D p Neutrino g He 3 He 3 g p He 4 p

47 Fissão nuclear Não ocorre nas estrelas! Ba n n U Ba n U n Kr n Ba Kr U n Gera energia na quebra do núcleo do átomo n Kr

48 p p p p Pósitron Pósitron Neutrino p D Para onde foi D p Neutrino a massa g He 3 faltante? He 3 g p He 4 m = 100% m = 99,3% p p p p He 4 p

49 Relação entre massa e energia m E E = m c 2 c = velocidade da luz no vácuo

50 Geração de energia por fusão nuclear Elemento Leve + Elemento Leve Elemento Pesado + Energia

51 "Estrela" morta Fases da formação e da vida de uma estrela Protoestrela Préseqüência principal Estágios finais Feto Adolescência Vida adulta Velhice Nasceu a estrela! Seqüência principal

52 Distância = 400 a.l. Variável T-Tauri original

53 Seqüência Principal Quando uma estrela nasce, diz-se que ela entrou no Período Principal de sua vida, também chamado de Seqüência Principal. A Seqüência Principal dura enquanto houver Hidrogênio no núcleo da estrela.

54 Como se descobre a composição química de uma estrela?

55 Sólido aquecido Prisma Decomposição da Luz Espectro contínuo Gás Hidrogênio Prisma Espectro de linhas Gás Hélio Prisma Espectro de linhas

56 Catálogo de Espectros Hidrogênio Hélio Oxigênio Carbono Nitrogênio Neônio

57 Composição química de uma estrela No Laboratório Gás Hidrogênio Hidrogênio!

58 Fria Quente Classificação espectral das estrelas O B A F G K M K K K K K K K

59 Estrelas irmãs As estrelas nascem em agrupações ou aglomerados

60 Nuvem Inicial Aglomerado Estelar Glóbulos de Bok bok Bart Bok ( ~1940 ) Aglomerado Estelar

61 Região com formação de estrelas

62 Estrelas irmãs: aglomerados abertos (jovens) aglomerados globulares (velhos) M36 M80

63 Aglomerados abertos: disco da nossa Galaxia

64 Aglomerados globulares: halo da nossa Galaxia

65 Aglomerado aberto: Plêiades (M45) ( 7 Irmãs Collca - Subaru) 3000 estrelas d = 400 a.l. = 13 a.l.

66 Aglomerado Aberto (Jovem) ( NGC 3293 )

67 Aglomerados estelares

68 Aglomerado globular M3

69 Aglomerado Globular Ômega Centauro

70 Formação de estrelas em outras galaxias Large Magellanic Cloud Galaxy Andromeda Galaxy

71 Formação de estrelas em outras Galaxias: Nebulosa LH95 Região de formação de estrelas Grande Nuvem de Magalhães Constelação : Dorada Distância = a.l. Diâmetro = 150 a.l.

72 ? Porque a estrela não colapsa?

73 Temperatura Quente Frio A Temperatura de um corpo mede o grau de agitação caótica de suas partículas.

74 Pressão Térmica Ar frio Balão com mecha apagada Mecha acesa Devido à temperatura, existe a pressão térmica.

75 Pressões atuantes numa estrela Partícula Expansão térmica Contração gravitacional

76 Elementos leves T 1 p T < p G R 0 R T 2 R T Fusões (Des) T p T > p G R Equilíbrio Estático p T > p G R 6 p T = p G p T = p G R = Raio T = Temperatura p T = Pressão térmica p G = Pressão gravitacional

77 Como determinar a temperatura de uma estrela? 37,5 0!

78 Fluxo (l) Fluxo (l) Fluxo (l) Corpo Negro T Absorve toda a energia que possa incidir sobre ele. T Corpo Negro Comprimento de onda Comprimento de onda Emite o máximo de energia em todos os comprimentos de onda para uma dada temperatura. Corpo Negro (T) T Comprimento de onda

79 Corpo Negro Absorve toda a energia que possa incidir sobre ele. Corpo Negro Emite o máximo de energia em todos os comprimentos de onda para uma dada temperatura.

80 Telescópio com medidor de luz Filtro Fotômetro

81 Fluxo (l) Lei de Stefan - Boltzmann F = s T K Filtro Fotômetro 4000 K Comprimento de onda

82 Fluxo (l) Sol emitindo como Corpo Negro T = 6000 K Filtro Fotômetro Sol Comprimento de onda

83 Classificação espectral e temperatura Quente Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me! O K B A F G K K K K Sol Fria K M K K

84 Como se formou o Sol e o Sistema Solar? Cosmogonia

85 Comparação entre o Sol e os planetas do sistema solar SOL Raio: 700 mil km Massa: 2x10 30 Kg (330,000 Terra)

86 Contração da Nebulosa Solar Gás

87 Achatamento da F Grav. nebulosa F Centríf. v F Grav. F Grav. F Centríf. F Grav.

88 Formação do Sistema Solar Planeta é um sub-produto da formação estelar.

89 Porcentagem de estrelas com planetas Os processos de formação de planetas ainda não são muito bem entendidos Metalicidade (quantidade de metais) Correlação valida para estrelas de 1 massa solar : Gonzalez 1997, Fischer & Valenti 2005, etc

90 Porcentagem de estrelas com planetas Estrelas com 2 massas solares Metalicidade (quantidade de metais) Correlação valida para estrelas mais massivas! Meléndez et al. 2011

91 Estrelas com 2 massas solares

92 Formação do sistema solar: discos

93 Discos de futuros sistemas planetarios extrasolares?

94 E a Lua, como se formou? Hipótese mais aceita: Grande impacto (Big splash) 'TerLua' : Lua e Terra foram um so corpo TerLua, e Lua foi ejetada por centrifugação? 1975: OK, but the origin is due to a giant impact (original idea in 1946 by Reginald Daly)

95 Asteróide (?) Lua e Terra: choque catastrófico há 4.5x10 9 anos 'Terlua' Lua Terra

96 Formação da Lua há 4.5 Gyr TerLua Téia Lua Animação mostrando a criação da lua através de uma colisão entre a Terra(TerLua) e Téia (asteroide ou proto-planeta pequeno). Terra

97 Como se formou e evoluiu a Terra?

98 Sol e Planetas Mer Ter Plu Vên Mar Ura Net Planetas Telúricos ou Rochosos Júp Sat Planetas gasosos ou Jovianos

99 Distribuição inicial dos elementos químicos do Sistema Solar Nebulosa Solar Elementos pesados Elementos leves

100 Redistribuição dos elementos antes da formação dos planetas Redistribuição Formação dos planetas Tempo

101 Redistribuição dos elementos dependendo de seus pesos atômicos Elementos pesados Elementos leves Partículas de luz (fótons)

102 Temperatura no proto-disco planetario K K < 100 K Condensação em sólidos (grãos) apenas de elementos refratários (por exemplo, Fe, Al, Ni) nas regiões mais internas do sistema solar A section of cometary dust, thought to be primordial matter from the protoplanetary disk. Image courtesy of NASA.

103 Redistribuição dos elementos depois da formação dos planetas Redistribuição Tempo Formação dos planetas

104 1. Limpeza por radiação solar 2. Acreção do gás Limpeza de gelos e materiais leves Perde gelos e elementos muito leves (H, He): rocha+metais Mantém gelos e elementos leves

105 Condensação de elementos químicos no sistema solar: planetas rochosos e gasosos ALTA TEMPERATURA: Condensação rochas e metais (gelos em vapor) BAIXA TEMPERATURA: Condensação de rochas, metais e gelos

106 Condensação de elementos químicos no sistema solar Mercurio EXTERIOR: ROCHAS, METAIS, GELO INTERIOR: ROCHAS, METAIS

107 Durante o processo de condensação em planetesimais o Sol estava na fase final de acresção

108 O gás acretado pelo Sol nos estagios finais da formação do sistema solar seria deficiente em elementos químicos que formam rochas e metais

109 As camadas mais externas do Sol podem ser deficientes em elementos químicos que formam rocha e metais

110 Abundância (Sol / estrelas) Elementos voláteis: C, N, O Temperatura de condensação SOL NORMAL SOL DEFICIENTE As camadas mais externas do Sol são de fato deficientes em elementos químicos que formam metais e rochas Meléndez et al. 2009, Astrophysical Journal Letters, 704, L66

111 As camadas externas do Sol acretaram material deficiente em refractarios O Sol é deficiente em refratarios porque esses elementos foram usados para formar os planetas terrestres! Meléndez et al. 2009, Astrophysical Journal Letters, 704, L66

112 Meléndez et al. 2009, Astrophysical Journal Letters, 704, L66

113 Formação da Terra

114 A section of cometary dust, thought to be primordial matter from the protoplanetary disk. NASA. Átomos, moléculas, grãos, planetesimais Átomos + Molécula + Estrutura cristalina ou amorfa Grão + Planetesimal +

115 Agregação de Planetesimais Feto Terra Formação da Terra Bebê Terra: meio pastosa e muito quente Crosta sólida e mais fria T.C. Chamberlin R.F. Moulton C.F. Weizsäcker Criança Terra Região interna pastosa e quente

116 Água e atmosfera da Terra

117 Molhando a Terra... Planetesimal (ou cometa) de gelo Formando os mares Gelo

118 A maior parte da água existente na Terra foi trazida à Terra através de meteoritos ricos em H 2 O (na forma de gelo) depois do resfriamento da crosta terrestre Águas da Terra

119 Criando a atmosfera da Terra Erupção vulcânica Liberou gases presos nos materiais do interior da Terra (H 2 O, CO 2, SO 2, CO, S 2, Cl 2, N 2, H 2 ) and NH 3 (ammonia) and CH 4 (methane) Atmosfera Atmosfera sem oxigênio (O 2 )

120 Qual a origem do gas oxigênio na atmosfera? Oxygen (O 2 ) 21% Nitrogen (N 2 )- 78% Cianobactérias (2.5-3 Gyr?) realizam a fotossíntese utilizando luz solar, água e dióxido de carbono para produzir carboidratos e oxigênio.

121 Água Sais minerais Glucídios Lipídios Moléculas azotadas Fotossíntese Algas e plantas primitivas Luz CO 2 O 2

122 Voltemos às estrelas!

123 Plêiades Estrelas Jovens

124 Sol Estrela madura Protoestrela Idade do Sol : 4,54 Bilhões de anos Feto Adolescência Vida adulta Velhice

125 Centro Superfície Mudanças na composição química INTERNA do Sol 100% 75 73% Composição inicial de Hidrogênio Composição atual de Hidrogênio 73% ,5% Composição atual de Hélio Composição inicial de Hélio 24,5% 2,5% 0 % Centro O C N Ne Si Ca Fe 2,5% Superfície

126 A estrela Sol Transmissão de energia Condução Radiação Convecção Fotosfera Composição (em massa) H = 73,0% He = 24,5% Outros = 2,5%

127 Propagação do calor (transferência de energia devido à diferença de temperatura) Convecção: movimento de material duma região para outra Convecção Condução Condução: Contato direto Radiação: Meio de ondas electromagnéticas

128 Estrutura do Sol Coroa Zona condutiva Mancha solar Zona radiativa Erupção solar Composição (em massa) H = 73,0% He = 24,5% Outros = 2,5% Zona convectiva

129 Quente Convecção abaixo da fotosfera Região de convecção Fotosfera Região de condução Região de irradiação

130 Regiões Claras Estrutura Granular (alveolar) do Sol Subida de gás quente Regiões Escuras Descida de gás frio Diâmetro típico de um grânulo (alvéolo): 1000 km

131 Frio Formação de uma mancha solar Campo magnético muito intenso Região de condução Região de irradiação Região de convecção Fotosfera

132 Manchas solares

133 Frio Erupção solar Campo magnético muito intenso Região de convecção Fotosfera Região de irradiação Região de condução

134 Erupção Solar Alça

135 E... qual será o futuro do Sol? Peso Leve

136 Evolução para Gigante Vermelha Passado Hoje Região de fusão nuclear Futuro

137 Arcturus (Gigante vermelha)

138 A gigante vermelha Sol Terra R= km d = km d km Hoje Num futuro muito distante ( 4,5 bilhões de anos )

139 Evolução para Nebulosa Planetária e anã branca Gigante vermelha Anã Branca Nebulosa Planetária Visão de uma

140 Evolução para Anã Branca Gases que vão se espalhar pelo meio interestelar Tamanho Terra Densidade 10 ton/cm 3 Ocorre: Anã Branca Expansão da Casca Contração do núcleo

141 Anã Branca Visão de uma Nebulosa Planetária Nebulosa Planetária do Anel ( Constelação da Lira )

142 Nebulosa Planetária ( Constelação da Águia )

143 Nebulosas planetárias

144 Anãs-brancas em M4

145 Estrutura de uma anã branca A pressão do gás NÃO segue a dependencia do gás ideal clássico com a temperatura e densidade P nkt / V

146 Massa marron Ocorrem as últimas reações de fusão nuclear perto da superfície da estrela Fim completo da reações de fusão nuclear: morreu a estrela! Anã branca Massa marron Nebulosa planetária

147 Todas as estrelas evoluem como o Sol? Não!

148 Luminosidade (Sol = 1) Diagrama H-R (Hertzsprung - Russell) O B A F G K M 30 MSOL 10 MSOL SOL 1 MSOL Supergigantes (lum. I) Gigantes (luminosidade III) MSol K Temperatura superficial (graus Kelvin)

149 Propriedades fundamentais na seqûencia principal (V): R, M, L em unidades solares RAIO Classe estelar MASSA Luminosidade Temperatura R/R M/M L/L K O ? O B0 5, B5 3,7 5, A0 2,3 2, A5 1,8 1, F0 1,5 1,6 9, F5 1,2 1,35 4, G0 1,05 1,08 1, G2 1,0 1,0 1, G5 0,98 0,95 0, K0 0,89 0,83 0, K5 0,75 0,62 0, M0 0,64 0,47 0, M5 0,36 0,25 0, M8 0,15 0,10 0, M9.5 0,10 0,08 0,

150 Idade (anos) Tempo de vida de uma estrela (na Sequencia Principal) Massa (M Sol)

151 Tempo de vida de uma estrela (na Sequencia Principal) Exemplo: qual o tempo de vida do Sol? T = 1/(1) 2 x anos = anos = 10 x 10 9 anos = 10 Giga-anos = 10 Ga = 10 Gyr

152 Qual o tempo de vida de uma estrela de 100 Massas solares? Estrela de 100 Massas Solares: T = 1/(100) 2 x anos = 1/(10 2 ) 2 x anos = 1/10 4 x anos = anos = 10 6 anos = 1 milhão de anos = 1 Mega-ano = 1 Myr Sol: anos = anos = x 10 6 = Myr

153 Estrelas de baixa massa (< 8 Massa_Sol) FIM