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UNIVERSIDADE FEDERAL DO VALE DO SÃO FRANCISCO

CAMPUS DE JUAZEIRO - PIAUÍ

DISCIPLINA: FÍSICA CONTEMPORÂNEA

PROFESSOR DOUTOR MILITÃO FIGUEIREDO

MESTRANDO

PEDRO JOSÉ DA LUZ NETO

EVOLUÇÃO ESTRELAR – SISTEMA H/R

RESUMO

Juazeiro - BA 2013

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SUMÁRIO

1. Introdução......................................................................................................... 3

2. Sistema H-R..................................................................................................... 4

3. Cor e temperatura............................................................................................. 5

4. Massa............................................................................................................... 7

5. Energia............................................................................................................. 7

6. O nascimento de estrelas................................................................................. 8

6.1 As nuvens interestrelares: Berçário das estrelas............................................. 9

6.2 Por quenascem asestrelas?.......................................................................... 9

6.3 Vida e Morte das estrelas................................................................................ 9

6.3.1 A estrela esgota o seu reservatório de hidrogênio...................................... 9

6.3.2 A velhice.................................................................................................... 10

6.3.3 Gigantes vermelhas e anãs brancas......................................................... 11

6.3.4 As supernovas........................................................................................... 11

7. Bibliografia...................................................................................................... 12

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1. INTRODUÇÃO

Olhando para os céus podemos fazer uma pequena pesquisa, e começar o

trabalho, percebemos uma floresta de estrelas com o brilho menos intenso do que o

Sol, e se apresentam com cores aparentemente diferentes uma das outras, desde

um pouco azulado, chegando ao amarelo avermelhado, sendo em menor

quantidade. A olho nu, embora não veja verdade é que a maioria das estrelas

agrupa-se em pequenas famílias de dois, três oumais membros. Um exemplo é a

estrela Alfa do Centauro, a estrela mais próxima da Terra, que se apresenta de

forma triplo de estrelas. Um outro grupo são as setes estrelas que formam as

Plêiades. A grande maioria se apresenta no sistema duplo, que batizamos de

estrelas binárias, que distam entre sivárias UA ( unidades astronômicas, distância da

Terra ao Sol).

Plêiades – M 440 AL (135 parsecs) –ppfndnfdnPlêf – 440 AL (135

parsecs)

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2. SISTEMA H-R

Isaac Newton, em 1665-66, que a luz branca, como a luz do Sol,ao passar por

um prisma se decompõe em luz de diferentes cores, formando em um espectro

formando um o arco-íris.

Em 1802, William Hyde Wollaston (1766-1828) observou que, passandoa luz

solar por uma fenda, e depois por um prisma, apareciam algumas linhas escuras no

espectro, que ele interpretou como o limite das cores. Essaslinhas são imagens da

fenda do espectrógrafo em diferentes comprimentosde onda. Fraunhofer deu o

nome de letras maiúsculas: A, B, C...Para as linhas mais fortes e minúsculas para as

mais fracas, começandocom A no vermelho.

Em 1856, o químico alemão Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) inventou o

bico de gás (bico de Bunsen), cuja vantagem era a de ter chama incolor. Quando um

elemento químico era colocado sobre a chama, as cores emitidas eram as da

substância, e não da chama. Bunsen tinha um colaboradormais jovem, o físico

Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887), de Heidelberg.

Espectroscopia é o estudo da luz através de suas cores componentes,

queaparecem quando a luz passa através de um prisma ou de uma rede dedifração.

A sequência de cores formada é chamada espectro. Quase toda informação sobre

as propriedades físicas das estrelas são obtidasdireta ou indiretamente de seus

espectros, principalmente suas temperaturas, densidades e composições.

No início dos anos 1900, Ejnar Herstzprung e Henry Norris Russel

criaram(independentemente um do outro) um diagrama que se tornou uma

ferramenta fundamentalda Astrofísica Estelar. O diagrama HR relaciona dois

parâmetros observáveis das estrelas:luminosidade e temperatura superficial. Nos

modelos de estrutura estelar, esses parâmetrosse traduzem por luminosidade

bolométrica (LBol) e temperatura efetiva bolométrica (Tef).Em lugar da luminosidade

bolométrica, a grandeza observada pode ser a magnitudeaparente ou a magnitude

absoluta numa dada banda espectral, enquanto que, em lugar datemperatura

efetiva, pode ser usada a temperatura de cor (através do índice de cor) ou

atemperatura de excitação (através do tipo espectral). Os tipos espectrais básicos:

O, B, A, F,G, K e M formam uma sequência decrescente de temperatura, de modo

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que sãocorrelacionados com as cores das estrelas. O Sol é uma estrela G2 e tem

temperatura de5800 K. Tipos espectrais à direita nesta sequência (mais tardios)

correspondem atemperaturas superficiais menores e cores mais para o vermelho.

Para o lado contrário, atemperatura cresce e a cor se desloca para o azul, em

relação às cores do arco-íris. Parece inacreditável que se possa diagnosticar um

mundo tão diversificado quanto o dasestrelas com apenas dois parâmetros. Isso é

possível dado que elas estão muito próximas doequilíbrio termodinâmico e equilíbrio

hidrostático (e são praticamente esféricas). O raio deum corpo negro (equilíbrio

termodinâmico) é automaticamente determinado pela lei deStefan-Boltzmann:L = 4 π

R2 σT4.

3. COR E TEMPERATURA

As características das estrelas se avaliam pelo estudo da luz por elas emitido,

ou seja, a radiação eletromagnética, que pode ser observada em diferentes faixas

espectrais: ultravioleta, visível, infravermelho, ondas de rádio, etc. A faixa do visível

cobre comprimentos de onda desde o violeta (390 nm) até o vermelho (720 nm). Os

espectros estelares revelam suas condições físicas, como temperatura e densidade,

por meio das medidas de linhas espectrais, as quais são formadas pela emissão ou

absorção de fótons, causando mudanças na quantidade de energia que ocorrem no

interior de um determinado átomo.

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Quando uma fonte de luz se movimenta em relação ao observador, a

radiação emitida por ela sofre efeito Doppler. Se o movimento é de aproximação, o

comprimento de onda observado é menor que o emitido, ocorrendo um “desvio para

o azul” (do inglês blueshift). Em situação oposta, as linhas espectrais sofrem “desvio

para o vermelho” (redshift), pois o comprimento de onda observado é maior que o

emitido no caso de afastamento da fonte emissora.

O espectro de radiação de uma estrela depende de sua temperatura e pode

ser expresso pela lei de Planck (radiação de corpo negro), que fornece a intensidade

da radiação em função do comprimento de onda. A cor da estrela pode ser indicada

pelo comprimento de onda que corresponde ao máximo de intensidade, expressa

pela aproximação de Wien: λ = 0,29/T, onde o comprimento de onda (λ) é dado em

cm e a temperatura superficial (T) é dada em Kelvin. Desta forma, estrelas mais

quente têm o máximo de radiação na região espectral entre o azul e o ultravioleta

(menores λs), enquanto que as mais frias têm cor entre o vermelho e o infravermelho

(maiores λs).

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4. MASSA

As massas das estrelas pode variar bastante. Na sequência principal, as

estrelas que têmmaior massa são as mais brilhantes e, portanto, mais azuis e mais

quentessuperficialmente. Ao contrário, as estrelas de menor massa são as menos

brilhantes e,portanto, mais vermelhas e mais frias. As massas das estrelas na

sequência principalvariam bastante. Uma fração considerável de estrelas tem

massas entre 0,1vezes a 10vezes a massa do Sol, mas a maior parte tem massas

da ordem de 0,8 M! , ou poucomenor: são as anãs-vermelhas, muitas vezes

encontradas como companheiras invisíveisde estrelas normais. Mas existem

também algumas estrelas cujas massas podem chegaraté a 60 M!. Essas estrelas

são 10 milhões de vezes mais brilhantes que o Sol: se Alfado Centauro fosse uma

delas, brilharia no nosso céu tanto quanto a Lua cheia! Asestrelas da sequência

principal também nunca são muito grandes: os seus raios variamde 0,001 até 25

vezes o raio do Sol, no caso das estrelas mais brilhantes.

5. ENERGIA

Todas as estrelas da sequência principal produzem a energia que irradiam

através dereações nucleares muito semelhantes àquelas que ocorrem durante a

explosão de umabomba-H: convertendo núcleos de hidrogênio em núcleos de hélio.

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Cerca de 80% damassa destas estrelas está na forma de hidrogênio, de modo que

fica claro que elas temcombustível para passar muito tempo na sequência principal.

As de maior massa, porquesão mais brilhantes, devem passar um tempo menor:

como sua luminosidade édesproporcionalmente maior, elas devem “queimar” seu

hidrogênio mais rapidamenteque as estrelas com massa menor.Quando o

“combustível” hidrogênio começa a faltar no centro das estrelas da

sequênciaprincipal, elas começam a sair da sequência principal. O seu destino então

será o de seexpandirem e se transformarem em estrelas gigantes vermelhas.

6. O NASCIMENTO DAS ESTRELAS

Nebulosa de Orion – Berçário de Estrelas

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6.1 AS NUVENS INTERESTELARES: BERÇÁRIO DAS ESTRELAS

A maioria das estrelas da nossa Galáxia foi formada há muito tempo. Apesar

dissomuitas estrelas são ainda jovens e novas estrelas também estão se formando,

comopodemos observar na nebulosa de Orion, por exemplo. As novas estrelas

nascem nasgrandes nuvens de gás e poeira - nuvens escuras - que se espalham

pelo meiointerestelar. Estas nuvens são formadas por mais de 80% de Hidrogênio

(na formamolecular, H2), uns 18% de Hélio e umas “pitadinhas” - 1% a 2% - de

elementos mais pesados.

6.2 POR QUE NASCEM AS ESTRELAS?

As grandes nuvens moleculares geram estrelas no seu interior por causa de

umfenômeno conhecido como instabilidade gravitacional. Num certo sentido,

ainstabilidade gravitacional pode ser entendida como o inverso do equilíbrio

hidrostáticoque prevalece nas estrelas. Uns dos motivos de nascimento de novas

estrelas.

Como, então, nascem as estrelas? Ocorre que as nuvens sofrem também a

ação deoutros fatores, externos e internos a elas, capazes de comprimi-las

localmente,aumentando a densidade local e assim provocando instabilidades

gravitacionais locais.O principal fator externo são os braços espirais da Galáxia, que

é o fator maisimportante, pois é ele que dá início ao processo; o principal fator

interno são asexplosões das estrelas mais jovens e maior massa (estas estrelas em

explosão são aschamadas estrelas Supernovas), formadas no interior da própria

nuvem e que fazem comque o processo de formação estelar se propague por toda a

nuvem, como um incêndionuma floresta seca.

6.3 VIDA E MORTE DAS ESTRELAS

6.3.1 A ESTRELA ESGOTA O SEU RESERVATÓRIO DE HIDROGÊNIO

O que irá acontecer com uma estrela da sequência principal após esgotarem

todo o seuHidrogênio central, dependerá da massa que ela que ela tiver. De maneira

geral, asestrelas evoluem tanto mais rapidamente quanto maior for a sua massa. As

estrelas demassa menor que o Sol, levam muito tempo para fazer isto, mais do que

os 10 bilhõesde anos, que é a idade da Galáxia. Sobre estas estrelas, só podemos

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tentar predizer o seufuturo, já que todas elas, mesmo as que nasceram nos

primórdios da vida da Galáxia,ainda se mantém na sequência principal. As estrelas

de massa maior que o Sol, noentanto, evoluem mais rapidamente.

Depois que a estrela consome todo o seu suprimento de Hidrogênio central,

ela deixa asequência principal e começa a se mover, no diagrama HR, em direção à

região dasestrelas gigantes vermelhas. A região central agora é constituída quase

que inteiramentede Hélio e não produz mais energia alguma. No entanto a estrela

continuairradiandoenergia pela sua superfície. A maior parte desta energia está

acumulada na regiãocentral, o caroço da estrela. Ele perde energia, esfria-se e

começa a se contrair,nuvem de gás e poeira. Acredita-se que seja uma estrela

jovem, que está ingressando da sequência principal. Estrelasem estágio

semelhantes são, por extensão, nomeadas como sendo do tipo T-Tauriaumentando

a sua temperatura e densidade e liberando energia gravitacional20, parte daqual irá

se converter em calor no resto da estrela. Duas coisas então vão acontecer.

Primeiro, o Hidrogênio que está logo acima do caroço central de Hélio vai

começar aqueimar. Forma-se uma camada de queima de Hidrogênio e esta queima

iráprogressivamente aumentar o tamanho e a massa do caroço de Hélio. Segundo, a

outraparte da energia gravitacional liberada, além da energia nuclear produzida na

camada dequeima do Hidrogênio, irá aquecer as partes externas da estrela - a sua

envoltória – aqual começará a se expandir. A estrela aumenta o seu brilho e se

torna, de fato, umagigante vermelha.

6.3.2 A VELHICE

A partir do momento que a estrela deixa a sequência principal, é sinal que ela

estáentrando na sua “3a idade”. Ela tempouco tempo de vida. Elapercebe,

tardiamente, que a vida na sequência principal era por demais calma esedentária e

decide que terá, ao menos, um final glorioso. Infelizmente, não lhe resta muito

combustível nuclear. Agora tudo que pode fazer é tentar queimar o Hélio queainda

lhe sobrou, e proceder à fusão paulatina de todos os elementos, passo a passo, atéo

Níquel e o Ferro.

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6.3.3 GIGANTES VERMELHAS E ANÃS BRANCAS

As estrelas de massa menor que duas massas solares. Elasterminam sua

vida como anãs brancas. Durante sua fase gigante vermelha, estas

estrelascontinuam a contrair o seu central até que a sua temperatura e densidade

sejamsuficientemente altas para iniciar a queima do Hélio em Carbono. Enquanto

isto não acontece, a gigante vermelha continua a aumentar o seu brilho. No

diagrama HR elasegue uma trajetória praticamente vertical. Quando o Hélio central é

esgotado acaba a produção de energia nuclear e o centro secontrai até se tornar

uma anã branca.

6.3.4 AS SUPERNOVAS

Super Nova de Shelton SN 1987A – Grande Nuvem de Magalhães

Estrelas de maiores massas, situadas na partesuperior da sequência

principal. Elas rapidamente liquidam com o seu reservatóriocentral de Hidrogênio e

deixam a sequência principal em poucas dezenas de milhões deanos. Então, elas se

tornam gigantes vermelhas monstruosamente grandes (chamadas deSuper-

Gigantes vermelhas), com o centro de Hélio rodeado por uma camada ondequeima

o Hidrogênio. À medida que o centro se contrai, o Hélio começa a

queimar,transformando-se em Carbono e Oxigênio. Logo a estrela passa a ter um

centro inertede Carbono e Oxigênio, rodeado por uma camada de queima de Hélio,

que por sua vez érodeada por uma camada de queima de Hidrogênio. Passando o

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estágio de gigantevermelha, a estrela torna-se ainda mais luminosa, sofrendo agora

de episódios depulsação e de ejeção de gás a altas velocidades. Neste estágio,

estas estrelas são porvezes denominadas estrelas Wolf-Rayet.

O centro inerte de Carbono e Oxigênio passa então a se contrair na busca de

novasfontes de energia nuclear. Quando a temperatura central atinge a casa dos

três bilhões degraus e a densidade se aproxima dos milhões de gramas/cm3, o

Carbono e o Oxigêniopassam a queimar progressivamente em Neônio, Magnésio,

Silício, Fósforo, Enxofre, eassim por diante, até o Níquel e o Ferro. No entanto, a

energia nuclear liberada por estamagnitude de reações é comparativamente

pequena e é logo irradiada pela superfície daestrela.

A luminosidade emneutrinos produzidos no interior do caroço aumenta tanto

que chega a exceder aluminosidade da estrela na forma de radiação. Chegando a

este ponto, a única reserva deenergia que sobra para a estrela é sua energia

gravitacional. Para compensar as perdascada vez maiores de energia, o centro tem

que contrair cada vez mais rápido. Adensidade e temperaturas centrais vão aos

píncaros e aí acontece o pior: o centro começa a perder mais energia porque passa

a produzir os elementos mais pesados que o Ferro, a estrela está, agora, a uns

segundos de sua morte.

7. Bibliografia

INPE – Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais – Ministério da Ciência e

Tecnologia – INPE – 7177 – PUD/38 – Introdução à Astronomia e Astrofísica – São

Bernardo dos Campos, 2003 – Cap. O5, Hugo Vicente Capeleto – Estrelas, –

Formação de Estrelas – José Willams Vilas-Boas.

Astronomia e Astrofísica, Kepler de SouzFilho & Maria de Souza, Departamento de

Astronomia, Instituto de Física, UFRGS, 28 de julho de 2008.

Damineli, A. Apj, 490, L49, !996 – Artigo

Observatórios Virtuais – As Estrelas mais Luminosas

Observatórios Virtuais – Fundamentos de Astronomia, Cap. 11, Estrutura e E

volução Estrelar, Gregório-Hetem & Jaenco-Preira.

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Aulas do Professor Doutor, Militão Figueiredo, no MNPEF-UNIVASF, 2013.