Nascimento, vida e morte das estrelas. Alan Alves Brito Professor Adjunto

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Transcrição:

Nascimento, vida e morte das estrelas Alan Alves Brito Professor Adjunto

O que é uma estrela?

Berçários Estelares Manchas brancas na nuvem escura: regiões de formação estelar recente A nuvem é escura onde a luz é bloqueada pelos grãos de poeira

Uma nuvem de gás, feita principalmente de H e He O núcleo é tão quente e denso que fusão nuclear pode ocorrer (de onde vem a energia que faz com que a estrela brilhe) A fusão converte elementos leves em elementos mais pesados (isso é o que produz os elementos mais importantes do corpo humano)

Luminosidade: Brilho da estrela; a quantidade de energia produzida no centro da estrela Cor: Temperatura superficial da estrela Rigel

Unidades de Luninosidade Medimos a luminosidade de um objeto do dia a dia em Watts. Quão brilhante é uma lâmpada? 10-20W Por comparação, o que emana do Sol: 380,000,000,000,000,000,000,000,000 Watts ou 3.8 x 1026 Watts Nós medimos a luminosidade de outras estrelas tendo o Sol como referência

Unidades de Temperatura - A temperatura eh medida em Kelvin. - A escala de temperatura Kelvin e a mesma escala Celsius mas começa de -273o. 0 K (ou -273oC) e conhecido como zero absoluto -273 o C -173 o C 0 oc 100 o C 1000 o C 0K 100 K 273 K 373 K 1273 K Kelvin = Celsius + 273

Medindo a Temperatura A cor indica a temperatura. Estrelas vermelhas são frias; as estrelas azuis são quentes. O Sol é amarelo, com temperatura de 5800 K. Betelgeuse é uma supergigante vermelha, com T = 3000 K Rigel é uma supergigante azul, com T = 12000K

O que é uma estrela? É um corpo gasoso no interior do qual ocorrem reações de fusão nuclear formando elementos mais pesados Plasma confinado gravitacionalmente que emite radiação devido a reações termonucleares no seu interior

O Sol Estrela normal, típica. Pode ser estudada em detalhes. A atmosfera solar é o que vemos. A cor amarela: temperatura Composição: H (75%), He (23%), e os metais (2%)

Estrutura Interna do Sol A energía em forma de luz (fótons) é produzida no núcleo. A energia é transportada para a superfície atravessando as camadas radiativa e convectiva, para finalmente escapar através da atmosfera solar. Atmosfera Zona convectiva Zona radiativa Núcleo

Aglomerados Estelares Aglomerados Abertos estrelas jovens Aglomerados Globulares estrelas velhas

Reações Nucleares fissão fusão

Reações Nucleares + Energia 41H 14He Número de partículas é o mesmo Massa de H > massa de He

Cadeia P-P (a) Passo 1: (b) Passo 2: O núcleo 2H do passo 1 Dois prótons (1H) colidem 1 próton se transforma em um colide com o 3o próton neutron (azul), num neutrino e em Um isótopo de He (3He) é formado e outro fóton gama um pósitron é lançado Próton e neutron forma um isótopo (2H) O pósitron encontra o elétron, aniquilando ambas as partículas e os convertendo em fótons de raios gama. (c) Passo 3: Dois núcleos 3He colidem 4He é formado e dois prótons são liberados

Des(equilíbrio) PT < PG Contração PT = PG Equilíbrio PT = Pressão Térmica P = Pressão Gravitacional PT > PG Expansão

Diagrama HR

Luminosidade (relativa ao Sol) 10,000 Desenhemos os eixos: Luminosidade no eixo vertical (medida relativamente ao Sol) Temperatura ao longo do eixo horizontal (medido em Kelvin) 10 0 Vega Sirius 1 0.0 1 0.000 1 As estrelas Vega e Sirius são mais brilhantes e mais quentes que o Sol. Onde colocaria o Sol no Onde vocêvocê as colocaria? Sgráfico? e qouêsol nciatem L = 1 relativo a ele PrT mesmo e 5800 K inc= ipa l Sol De fato, muitas estrelas podem ser encontradas em qualquer lugar ao longo desse gráfico Algumas estrelas sao.muito mais frias e menos Proxima Centauri luminosas, tais como a estrela mais próxima ao Essa região é denominada SP. a colocaria? sol, Proxima Centauri. Onde você Estas estrelas são as anãs vermelhas. 25,000 10,000 7,000 5,000 Temperatura (Kelvin) 3,000

Luminosidade (relativa ao Sol) 10,000 10 0 1 0.0 1 0.000 1 A estrela mais brilhante Betelgeuse é ainda mais luminosa que Rigel Aldebaran, mas é superficialmente Deneb Aldebaran mais fria Betelgeuse São supergigantes vermelhas. Arcturus Seq Vega uên Sirius c ia Mas nem todas as estrelas se distribuem ao longo da SP. Sol Algumas, como Arcturus e Aldebaran, são muito mais brilhantes e frias que o Sirius Sol. OndeBvocê as colocaria no diagrama no diagrama? Ainda mais brilhante que Betelgeuse são as estrelas como Deneb e Rigel, as Prin são muito mais cip quais aquentes. l São supergigantes azuis. Proxima Algumas das estrelas mais quentes são, de fato, Estas são as gigantes muito mais fracasvermelhas. que o Sol. Onde elas poderiam estar? Estas são as anãs brancas como Sirius B. 25,000 10,000 7,000 5,000 Temperatura (Kelvin) Centauri 3,000

Supergigantes Luminosidade (relativa ao Sol) 10,000 10 0 Rigel Betelgeus e Deneb Gigantes Seq Vega uên Siriu cia Quase todas as estrelas que s Arcturu s P rinc vemos estão em um desses 1 ip a grupos mas elas trocam de Sol l grupo durante suas Sirius B groups during Anvidashange ãs lives. À medida que evoluem, mudam em L e T 0.0 their br 1 an Isso faz com que elas mudem de posição ca no diagrama HR s 0.000 1 25,000 10,000 7,000 5,000 3,000 Temperatura (Kelvin) Proxim a Centau ri

Luminosidade (relativa ao Sol) 10,000 10 0 1 0.0 1 0.000 1 Sol O Sol tem estado na SP por bilhões de anos e permanecerá por mais alguns bilhões de anos Eventualmente evoluirá para uma gigante, mais fria. 25,000 10,000 7,000 5,000 Temperatura (Kelvin) 3,000

Luminosidade (relativa ao Sol) 10,000 10 0 Sol 1 0.0 1 0.000 1 Gigante vermelha nesse ponto... Torna-se mais quente e um pouco mais brilhante. 25,000 10,000 7,000 5,000 Temperatura (Kelvin) 3,000

Luminosidade (relativa ao Sol) 10,000 Sol 10 0 1 A fusão nuclear cessa 0.0 1 0.000 1 O Sol torna-se uma anã branca, muito menos luminosa, mas com T superficial mais quente 25,000 10,000 7,000 5,000 Temperatura (Kelvin) 3,000

http://hubblesite.org/gallery/wallpaper/pr2009025q/

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Ciclo de vida das estrelas

Ciclo de vida das estrelas: do nascimento até a morte (MASSA) baixa massa: estrela (< 8 Msol) alta massa: estrela (> 8 Msol)

Ciclo de vida das estrelas de baixa massa 2. Sequência Principal 3. Gigante Vermelha 1. Nuvem Molecular 4. Nebulosa Planetária 4. Anã Branca baixa massa: estrela (< 8 Msol)

Tabela Periódica: Estrelas de Baixa Massa

Supernova Tipo Ia: sistema binário Ferro (bilhões de anos)

Ciclo de vida das estrelas de alta massa 3. Super Gigante 2. Sequência Vermelha Principal 1. Nuvem Molecular 5. Estrela de Nêutron 4. Supernova 6. Buraco Negro alta massa estrela (> 8Msol)

Ciclo CNO: elementos da vida raio gama

Processo Triplo-Alfa

nenhuma fusão do Hidrogênio fusão do Hidrogênio fusão do Hélio núcleo inerte de ferro fusão do Carbono Diâmetro: 1.6 bilhão de km fusão do Oxigênio fusão do Neônio fusão do Magnésio fusão do Silício

Evolução de uma estrela de 25Msol

Energia liberada por fusão massa por partícula nuclear hidrogênio Fe: nem fusão e nem fissão : mais baixa massa por partícula nuclear: estrela vai explodir hélio Energia liberada por fissão carbono oxigênio chumbo ferro Massa atômica (prótons+neutrôns) Source: Sky & Telescope, March 2008, 26 urânio

Tabela Periódica: Estrelas de Alta Massa

Explosão de Supernova 1987A Grande Nuvem de Magalhães @ 150 mil anos-luz

Supernova Tipo II: Oxigênio (milhões de anos)

Remanescente de Supernova

Formação de Nêutrons

Formação de Elementos Pesados partícula neutron captura de neutron alvo decaimento radioativo núcleo criado radiação gamma decaimento beta: elétron ( -) ou pósitron ( +) emitido do núcleo atômico 56 decaimento radioativo gamma Fe + n : 57Fe: 58Fe: 59Fe : decaimento beta : 59Co ou 60Ni e etc

Tabela Periódica: Estrelas de Alta Massa

Tabela Periódica: HOJE

abundância relativa (átomos por átomo de H) hidrogênio hélio Elementos de Z par fundidos pelo He são comuns; elementos de Z ímpar tem menor energia de ligação carbono (6) oxigênio (8) () (10) neônio magnésio (12) silício (14) argônio (18) enxofre (16) cálcio (20) ferro (26) níquel Elementos mais pesados que o Fe são raros porque energia é necessária para fundí-los nitrogênio boro berílio lítio número atômico (número de prótons)

Formação do Sistema Solar 1. Nuvem original: grande e difusa; rotação lenta. A nuvem começa a colapsar 2. Devido à conservação de energia, a nuvem esquenta à media que colapsa. Devido à conservação de momento angular, a nuvem gira cada vez mais rápido com a contração 3. Colisões entre as partículas achatam a nuvem em um disco 4. Resultado: disco achatado em rotação com massa concentrada no centro e com temperaturas mais altas no centro

Ciclo de vida das estrelas

Somos poeira estelar. Somos filhos das estrelas.

Rock Star https://www.youtube.com/watch?v=f4wr73u0dy c https://www.youtube.com/watch?v=wiehsit1oei

Muito Obrigado!

Referências Andery, M. et al. Para compreender a ciência: uma perspectiva histórica. 16a edição. Rio de Janeiro: Garamond, 2012. Bennett, J., Donahue, M., Schneider, N., & Voit, M. The Essential Cosmic Perspective. Sixth Edition. Kepler, S.O., Oliveira Saraiva, M. F. Astronomia e Astrofísica, 2014 e a versão eletrônica do livro

Referências Material educacional disposto na página da IAU (Educação) Slides de colegas (aglomerados globulares)