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A Vida das Estrelas Cesar H. Siqueira Mello Jr.. Introdução A energia das estrelas é produzida em...
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Introdução
• A energia das estrelas é produzida em reações nucleares;
• Tais processos se iniciam e são mantidos pela contração gravitacional;
• Estrelas nascem, vivem e morrem.
Introdução
• Nascimento a partir do meio interestelar;• Chegada e permanência na seqüência
principal;• Estágios finais de evolução;• Origem dos elementos químicos.
O nascimento
• Uma nuvem gasosa se torna instável gravitacionalmente;
• Isso ocorre quando sua energia gravitacional é maior que a energia térmica dos átomos e moléculas do gás;
• Essa condição é chamada de critério de Jeans:
mMkT
RGM
232
212
3
7,3
GmkTM
O nascimento
• A contração aumenta a densidade central;• Inicialmente, a temperatura permanece a mesma
devido emissão da energia térmica na forma de radiação;
• Assim, porções menores da massa de gás continuam satisfazendo o critério de Jeans;
• Tais regiões colapsam independentemente, cada uma delas levando a formação de uma estrela individual;
O nascimento
• A medida que o gás se torna denso, sua opacidade aumenta;
• Pelo teorema do Virial, metade na energia gravitacional aquece o gás, enquanto a outra metade é liberada como radiação;
• Devido o gradiente de temperatura, a energia flui do centro para a superfície;
• Essa etapa demora de 30 a 100 anos;• A estrela se torna visível.
Chegada na seqüência principal
• Seu interior encolhe com uma taxa governada pela radiação emitida pela superfície Estágio de Kelvin-Helmholtz;
• Sua temperatura aumenta, e sua posição no diagrama HR varia quase que horizontalmente;
• Essa etapa demora de 107 a 108 anos.
Aglomerados
http://www.jb.man.ac.uk/public/AList/Pleiades.jpg
• Estrelas não nascem sozinhas, mas sim associadas;
• Dessa forma nascem os aglomerados;
• Nuvens menores não podem formar estrelas espontaneamente;
• Tais nuvens precisam de influência externa que adicione a pressão extra necessária para que o colapso ocorra.
Durante a seqüência principal
• Quando a temperatura central chegar a 1-2 107 K, as reações termonucleares se iniciam;
• Ocorre a fusão do 1H em 4He, que libera uma energia muito maior que aquela liberada pela contração gravitacional;
• A contração é temporariamente interrompida;• Por um longo período o tamanho, temperatura e
luminosidade da estrela mudam muito pouco;• A maioria das estrelas visíveis estão nesse estágio
evolutivo.
Durante a seqüência principal
• Quanto maior a massa, maior sua luminosidade;• Uma estrela mais massiva deve converter 1H em
4He mais rapidamente que outra menos massiva;• Quanto maior a massa, menor seu tempo de vida
na seqüência principal;• Enquanto o Sol irá durar por mais 10 bilhões de
anos, estrelas mais massivas poderão sobreviver por apenas algumas dezenas de milhares de anos;
Protoestrelas
• Protoestrelas de baixa massa (M < 0,1Msolar) não iniciam a queima do 1H;
• Brilham apenas pela liberação da energia gravitacional e, posteriormente, pela energia térmica acumulada;
• Não entram na seqüência principal;• Se transformam em anãs negras.
Estágios finais – Baixa massa• Válido para estrelas com massa entre 0,1Msolar<M<1,4Msolar;• Quando o 1H no centro da estrela se esgota, a contração
reaparece;• A fusão do 1H se inicia em camadas ao redor do núcleo;• Isso faz com que o envelope estelar se expanda e esfrie
gradualmente;• A estrela se torna mais brilhante, porém sua superfície fica
mais fria Gigante Vermelha;• A temperatura central alcança 108 K, e o 4He começa a
fundir.
Estrelas variáveis• Com o pouco combustível remanescente, a estrela se
contrai tão rapidamente quanto se expande;• Ocorrem instabilidades nas camadas mais superficiais,
onde o 1H e o 4He estão parcialmente ionizados;• O aumento da ionização consome energia, fazendo a
luminosidade da estrela diminuir;• Tal ionização aumenta o número de partículas por unidade
de volume, fazendo a camada externa se expandir e resfriar;
• Ocorre recombinação entre os elétrons e núcleos, liberando energia e aumentando a luminosidade da estrela.
Henrietta Swan Leavitt
http://www.on.br/glossario/alfabeto/l/imagens/leavitt_logo1.jpg
http://www.astro.iag.usp.br/~ronaldo/intrcosm/Glossario/LightCurve.gif
http://br.geocities.com/costeira1/palestras/variaveisGEA1.gif
Anã branca
• A gigante vermelha ejeta seu envelope, criando uma nebulosa planetária;
• O caroço central remanescente se estabiliza hidrostaticamente, originando uma anã branca;
• Ela gradualmente esfria, até se tornar uma anã negra;
• O tempo necessário para que isso ocorra é cerca de 500 bilhões de anos.
http://www.portaldoastronomo.org/images/npod/nuclio_npod_1056109622_1922087.jpg
Nebulosa da Borboleta
http://www.portaldoastronomo.org/images/npod/nuclio_npod_1054812633_8334619.jpg
Nebulosa da Raia
http://www.if.ufrgs.br/astronews/7-09-2000.jpg
Nebulosa IC 418
http://www.solstation.com/stars/sirius.jpg
Sírius A e B
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b5/Planetary.Nebula.NGC3132.jpg/250px-Planetary.Nebula.NGC3132.jpg
NGC 3132
Estágios finais – massas moderadas
• Segundo o Limite de Chandrasekhar, a massa limite para uma anã branca é 1,4Msolar;
• Estrelas com massa entre 1,4Msolar<M<8Msolar precisam liberar tal excesso;
• São muitos os processos pelo qual isso pode ocorre: nebulosa planetária, novas, ventos estelares...
• Em alguns dessas casos, o limite de massa de Chandrasekhar pode ser alcançado e a estrela evolui para uma anã branca.
Estágios finais – altas massas
• Para estrelas com massas M > 8Msolar;• A pressão devido a contração gravitacional é suficiente
para iniciar reações nucleares envolvendo o 4He e outros elementos mais pesados;
• A temperatura central pode alcançar valores muito altos;
• As camadas externas se expandem e esfriam ainda mais supergigante vermelha;
• Novos processos nucleares se iniciam nas regiões mais internas do estrela.
Estágios finais – altas massas
• Cada estágio evolutivo dessa etapa libera menos energia;
• A energia perdida pelos neutrinos se torna maior nesses estágios avançados;
• Tendo em vista que a energia de ligação por nucleon para o Fe é máxima, as reações de fusão que envolvam o mesmo são endotérmicas;
• Ele é o elemento limite que pode ser criado nas camadas internas da estrela, e a partir daí não é possível obter energia de processos nucleares;
Estágios finais – altas massas• A única possibilidade para a estrela é continuar se
contraindo;• Ela se torna dinamicamente instável e colapsa;• Nesse processo, ocorre a fotodesintegração dos núcleos
de Fe e captura eletrônica, removendo elétrons do gás e consumindo energia;
• Essa energia perdida somente é compensada por um rápido colapso;
• Ocorre uma explosão, conhecida como supernova tipo II, onde a estrela é destruída, exceto possivelmente pelo núcleo altamente denso.
http://www.pbs.org/wgbh/nova/gamma/images/cosm_supernova2_large.jpg
Supernova Cygnus Loop
http://www.ca2000pt.com/noticias/200519/200519n.jpg
N 63A
Estrelas de nêutrons
• Um dos possíveis finais para o núcleo remanescente de uma supernova;
• Formada pela contração gravitacional de tal núcleo;• A energia liberada na contração é convertida
parcialmente em rotação, que gradualmente escapa como uma corrente de partículas energéticas;
• Em alguns casos, podem aparecer feixes de radiação eletromagnética, que devido a rotação da estrela são observados como sinais periódicos, caracterizando os pulsares.
http://www.portaldoastronomo.org/images/npod/nuclio_npod_1134760488_7290168.jpg
Nebulosa do Caranguejo
http://www.sentandoapua.com.br/astronomia/picture/upload/Image/artigos/0052_xray_opt(1).jpg
Pulsar da Nebulosa do Caranguejo
Buracos negros
• Outra possibilidade para o estágio final de um núcleo de estrela massiva.
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/d4/BlackHole.jpg/180px-BlackHole.jpg
Evolução química
• A evolução química dos núcleos no Universo está associada com a evolução das estrelas;
• A ejeção de matéria pela estrela em estágios finais de evolução enriquece o meio interestelar;
• A composição química das nuvens de gás é modificada pelas reações nucleares que ocorrem no interior estelar;
• Estrelas que estão se formado agora devem conter átomos mais complexos do que as gerações anteriores;
Evolução química
• A teoria da Nucleossíntese Estelar foi proposta em 1957 por Burbidge, Fowler, Hoyle e Cameron;
• Um dos grandes triunfos da teoria foi prever a variação da abundância dos elementos, além de explicar tais variações quantitativamente;
• O estudo de remanescentes de supernovas é um trabalho em andamento, que revela muito sobre a evolução química do Universo.