Estrelas Parte I Victoria Rodrigues victoria_souzarodrigues@hotmail.com 10/05/14
Sumário Parte I O que são? Nascimento estelar; Evolução Parte II Evolução: Estrelas maiores que o Sol; Aglomerados estelares; Estrelas Binárias Gigantes Vermelhas; Supergigantes Vermelhas; Nebulosas Planetárias; Supernovas
O que são estrelas?
O que são estrelas? Dicionário: Estrela é um astro que tem luz e calor próprio e que apresenta um brilho cintilante; nome comum aos astros luminosos que mantêm praticamente as mesmas posições relativas na esfera celeste, e que, observados a olho nu, apresentam cintilação. Essa é uma definição realmente precisa?
Movimento aparente de Marte: não é um ponto fixo em um curto espaço de tempo.
O que são estrelas? Bola massiva e brilhante de gás quente, mantida íntegra pela gravidade. Fonte de energia: fusão nuclear interior. Nasce pela contração de uma nuvem de gás interestelar.
O que são estrelas? Uma estrela é um corpo gasoso no interior do qual estão ocorrendo reações de fusão nuclear que transformam elementos químicos de peso atômico menor em elementos de peso atômico maior.
http://apod.nasa.gov/apod/ap140306.html Pontos importantes As estrelas, sem exceção, nascem, vivem e morrem! A vida de uma estrela acaba quando não há mais combustível para que ocorra a fusão nuclear. Quanto mais alta a massa de uma estrela, mais curta é a sua vida (anti-intuitivo) Todas nascem de forma semelhante, porém a vida e morte de cada estrela dependem principalmente de sua massa. Nuvem molecular de formação estelar
Pontos importantes A vida de uma estrela é uma batalha constante entre a gravitação (que a contrai) e a pressão interna (que a expande). Gravitação Gravitação Pressão Interna Gravitação Gravitação
Pontos importantes Gravidade e pressão balanceadas => equilíbrio hidrostático O que ocorre quando transformações dentro da estrela fazem com que a pressão interna ou a gravidade predomine? A estrela irá expandir ou contrair até atingir novamente um equilíbrio. (podem ocorrer mudanças significativas de tamanho, brilho e cor).
Pontos importantes
Nascimento Estelar Nascimento de um aglomerado estelar: http://www2.uol.com.br/sciam/noticias/telescopio_spitzer_registra_bolhas_de_estrelas_jove ns.html
Gás e poeira interestelar Meio interestelar => combinação do gás e das partículas microscópicas de poeira encontrados no espaço entre as estrelas (interestelar). Estrelas se formam a partir de nuvens negras de gás e poeira interestelar (nebulosas);
Nebulosas negras
Como nasce uma estrela? 1) Nuvem densa e fria de gás e poeira começa a colapsar (cair sobre si mesma devido à gravidade) 2) Energia potencial gravitacional é transformada em energia térmica: a nuvem se esquenta 3) Seu núcleo torna-se denso e quente o bastante para iniciar reações nucleares 4) A geração de energia interrompe a contração e a estrela entra em equilíbrio hidrostático => nasce uma estrela na sequência principal
Estágios da formação estelar Região de formação estelar em Orion: http://apod.nasa.gov/apod/ap140403.html
Estágio 1: Fragmentação e contração de uma nuvem Em geral, as nuvens interestelares estão em equilíbrio hidrostático. Para que o colapso ocorra, as nuvens devem sofrer algum tipo de perturbação externa. Uma grande nuvem molecular (como Órion) passa por dois processos antes de formar uma estrela: 1) Fragmentação: nuvem fragmenta-se em pedaços menores com densidades médias maiores 2) Contração (colapso): fragmentos tornam-se instáveis gravitacionalmente e colapsam, formando estrelas.
Estágio 2: colapso de um fragmento Por que um fragmento começa a colapsar? Uma perturbação aleatória produz uma região de maior densidade => ação gravitacional e pressão aumentam. Se Fg > Fpressão => ocorre o colapso. O processo de contração, em geral, está associado a perturbações externas: - Supernovas (explosões) - Colisões entre nuvens - Ondas de pressão de estrelas quentes (tipo O)
Condições para o colapso gravitacional 1902: Sir James Jeans estudou quais as condições para o colapso gravitacional. Ele determinou que se uma nuvem com determinada densidade e temperatura tiver uma massa maior do que certo valor (MJ), ela entrará em colapso. Massa de Jeans Se a temperatura T é grande, a pressão é grande, portanto uma massa maior é necessária para haver o colapso. Se a densidade é grande, a gravidade é maior, portanto uma massa menor é necessária.
Processo de colapso e fragmentação Para cada um dos fragmentos de uma nuvem: Dependendo da massa da nuvem original, vão se formar estrelas individuais ou aglomerados estelares. Se M for da ordem de 10^4 a 10^5 Msol, a nuvem se fragmentará em vários pedaços, cada qual formando uma estrela => aglomerado estelar Se M for da ordem de 10 a 10² Msol, apenas uma estrela isolada (ou sistema binário/múltiplo) se formará.
Estágio 3 - protoestrela Após ~10^6 anos: região central da nuvem torna-se uma protoestrela com um disco protoestelar em volta. O disco protoestelar é o local de formação de possíveis planetas. Imagem do HST de um disco protoestelar na Grande Nebulosa de Órion.
IRAS 20324+4057 http://apod.nasa.gov/apod/ap130904.html
Protoestrela feto de estrela Protoestrelas: fragmentos que virão a se tornar estrelas. Dentro da protoestrela: - Começa a crescer o número e a intensidade dos choques entre as partículas da protoestrela. - Aquecimento da nuvem => emissão de luz e energia - Forma de menor energia: forma esférica Pressão interna surge Aumento de temperatura Começa a fusão nuclear => Nasce uma estrela (na sequência principal)!!!
Evolução de uma protoestrela Após alguns milhares de anos de contração, uma protoestrela de 1 Msol terá uma fotosfera com T ~ 2000 a 3000 K mas com um raio 20 vezes maior do que o Sol. Por esse motivo, apesar de mais fria, a protoestrela será muito mais brilhante que o Sol => não conseguimos ver este tipo de estrela pois ela se encontra em meio à nebulosa negra. Qual a fonte de energia da protoestrela? Energia potencial gravitacional, que é convertida em energia térmica no processo de colapso.
Evolução de uma protoestrela A protoestrela atrai matéria da nebulosa A temperatura em seu centro fica alta o suficiente para haver fusão termonuclear do H em He => nasce uma estrela A massa cai continuamente na estrela => formação de um disco Fortes ventos estelares A jovem estrela ejeta massa ao espaço em jatos bipolares (estágio T- Tauri), deslocando o restante da nebulosa => torna-se visível Estabilização da jovem estrela => equilíbrio hidrostático => estrela da sequência principal. Obs: A massa ejetada no estado T -Tauri pode induzir choques entre partículas => surgimento de novas protoestrelas.
Protoestrela
A evolução estelar O destino de uma estrela depende primeiramente de sua massa. Após atingir a sequência principal, a aparência de uma estrela se altera pouco durante a maior parte de sua vida. Ao fim da sequência principal, a estrela começa a ficar sem combustível e morre => grandes mudanças. A morte de uma estrela enriquece o espaço com elementos mais pesados.
Relação massa x evolução
A evolução estelar
A evolução de uma estrela como o Sol
A evolução de uma estrela como o Sol A composição da estrela sofre mudanças. Quanto mais perto do núcleo, maior a temperatura => mais rápido a queima de H => Quantidade de He aumenta mais rapidamente.
Cadeia próton-próton E = m c² Em estrelas maiores, há também a fusão de H em He ocorrendo por ciclo CNO.
A evolução de uma estrela como o Sol No núcleo: fusão de H => He é produzido até a queima de todo o H presente. O núcleo é composto basicamente de He, que não queima por não ter ali temperatura suficiente para isso. Sem queima => Sem produção de gás => A pressão interna diminui gradativamente => A pressão gravitacional vai ganhando então o núcleo de He se contrai. Essa contração libera energia gravitacional, fazendo a temperatura do núcleo aumentar => começa a fusão de H da camada seguinte cada vez mais rápido
A evolução de uma estrela como o Sol Essa camada de H é conhecida como concha de hidrogênio.
A evolução de uma estrela como o Sol A queima de H da concha gera mais energia do que a queima de H no núcleo. A energia continua a aumentar enquanto o núcleo se contrai. Queima de H => responsável por criar uma pressão que aumenta o raio das camadas mais externas que não queimam H => expansão do envelope externo. O núcleo continua a se contrair e ter a sua temperatura aumentada. A temperatura da superfície da estrela cai continuamente.
A evolução de uma estrela como o Sol O envelope vai se expandindo O núcleo vai se contraindo
A evolução de uma estrela como o Sol Ao atingir o estágio 7, a estrela deixa a sequência principal e entra no Ramo de Subgigantes. Ainda há expansão do envelope externo e diminuição de temperatura, mas há aumento da luminosidade da estrela. Ao passar para o estágio 8, a estrela já possui um raio 3 vezes maior que o do Sol, mas continua crescendo.
A evolução de uma estrela como o Sol Entre os estágios 8 e 9: a estrela praticamente mantém sua temperatura => sua luminosidade aumenta quase que subitamente. Esse período é chamado de Ramo das Gigantes Vermelhas.
A evolução de uma estrela como o Sol
A evolução de uma estrela como o Sol Após muitos anos de contração do núcleo e expansão do envelope => A temperatura para a fusão de He é atingida (10^8 K). Hélio se funde formando Carbono. O núcleo não consegue mais responder rápido o suficiente para mudar suas condições internas => Aumento brusco de temperatura caminhando para uma explosão => helium flash.
A evolução de uma estrela como o Sol Helium flash: por algumas horas o hélio queima ferozmente, até o núcleo se expandir devido à energia liberada => mesma massa, maior volume => densidade cai => equilíbrio restaurado. Com a expansão, há o resfriamento do núcleo => redução de energia => luminosidade cai (estágio 10). O envelope se contrai.
A evolução de uma estrela como o Sol Volta a aumentar a temperatura da superfície Estágio 10: a estrela queima He de forma estável no núcleo + continua fundindo H da concha (Ramo Horizontal). A posição exata da estrela nessa seção do gráfico é determinada por sua massa naquele momento => a temperatura varia de estrela para estrela, mas a luminosidade é praticamente a mesma para todas neste estágio.
A evolução de uma estrela como o Sol Reações no interior de uma estrela aumentam sua velocidade com o aumento da temperatura => He acaba mais rápido. Hélio queimando libera carbono => o núcleo vai ficando cada vez mais carbônico.
Processo triplo-alfa
A evolução de uma estrela como o Sol Esgotamento de hélio => só sobra carbono no núcleo. Não há temperatura suficiente para a fusão do carbono. Força gravitacional > Pressão interna Núcleo interno novamente se contrai => aumento da temperatura do núcleo. O hélio e o hidrogênio das camadas mais externas são queimados com maior rapidez.
A evolução de uma estrela como o Sol
A evolução de uma estrela como o Sol O envelope se expande novamente, mas dessa vez mais do que no primeiro estágio de gigante vermelha. Estágio 11: a estrela se torna novamente uma gigante vermelha, mas ainda maior. Alta luminosidade e grande raio. Gigante do Ramo Assintótico (estágio 11).
Porém, estudos mais atuais preveem que o Sol não passará da órbita de Vênus na fase de Supergigante Vermelha.
Morte de uma estrela como o Sol Estágio 11: núcleo interno continua a se contrair devido à temperatura insuficiente para a queima de carbono => menor energia, menor pressão interna => pressão gravitacional maior. Se a temperatura central se tornasse alta o suficiente para a fusão e carbono => geração de energia => logo o núcleo se tornaria estável, cessando a contração. Para estrelas de massas próximas à solar => a massa não é suficiente para suportar o tempo necessário até atingir a temperatura necessária para a queima de carbono. Estrela está próxima do fim de sua vida
A evolução estelar
Morte de uma estrela como o Sol Estágio 12: Não há queima de carbono; O hidrogênio e o hélio das camadas mais externas são queimados rapidamente ; Intensa radiação provinda das camadas internas. Estrela começa a se despedaçar => camadas mais externas começam a se perder no espaço => a estrela perde todo o seu envelope.
Morte de uma estrela como o Sol A antiga gigante vermelha se separa em duas partes: 1) O núcleo, agora exposto, muito quente e brilhante. 2) Rodeando o núcleo, uma nuvem de gás e poeira (o antigo envelope).
Morte de uma estrela como o Sol Conforme o núcleo queima todo o seu combustível => aquece e se contrai. O núcleo se torna tão quente que a radiação ultravioleta produzida ioniza partes da nuvem que o cerca. Nebulosa Planetária
Nebulosa do Anel (M57) constelação de Lira. Nebulosas Planetárias Núcleo
Nebulosas Planetárias Nebulosa planetária Abell 39
Nebulosas Planetárias Nebulosa Olho de Gato
Morte de uma estrela como o Sol O carbono e o hélio não queimados são liberados para o meio interestelar e podem fazer parte da nova geração de estrelas. Esses elementos são transferidos por convecção para a nebulosa e se perdem no espaço com ela => enriquecem o meio interestelar quando essa nebulosa escapa.
Morte de uma estrela como o Sol Nebulosa escapa => o núcleo carbônico se torna visível. Núcleo: Muito pequeno; Seu brilho se deve apenas à sua temperatura, não a reações. Superfície de aparência branca. Estágio 13: anã branca
Anãs Brancas
Anãs Brancas
Continuamos na próxima aula...
Vídeos interessantes https://www.youtube.com/watch?v=0m47jsvr 6OE (Série O Universo - Vida e Morte de uma Estrela) https://www.youtube.com/watch?v=mhj8zjnj Sy0 (Série Cosmos As Vidas das Estrelas)
Agradecimentos Ao professor Pieter e a Thays Barreto pelo material das aulas. Próxima aula (24/05): Estrelas Parte II Obrigada!!!