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Sol Uma Estrela da Via Láctea

Sol Uma Estrela da Via Láctea

Enos PicazzioIAGUSP 2008

Enos PicazzioIAGUSP 2008

Tópicos de Astronomia para Geofísicos - AGA103

Enos Picazzio IAGUSP/2008

De onde vem a energia das estrelas?

A energia das estrelas vem da A energia das estrelas vem da fusão nuclearfusão nuclear: : áátomos de menor massa são fundidos em outros de maior massa. tomos de menor massa são fundidos em outros de maior massa.

ÉÉ a a transmutatransmutaçção nuclearão nuclear. .

ElementElementoos s ququíímicos atmicos atéé o peso do o peso do ferro são manufaturados nas estrelas.ferro são manufaturados nas estrelas.

Elementos químicos mais pesados que o ferro são formados nas explosões de

supernovas.

Elementos químicos mais pesados que o ferro são formados nas explosões de

supernovas.

Fusão nuclear: a síntese dos elementos químicos

Fonte: Chaisson & McMillan, Astronomy Today


Abundância cAbundância cóósmica dos elementossmica dos elementos

Hidrogênio 1 90

Hélio 4 9

Grupo do Lítio 7-12 0,000001

Grupo do Carbono 12-20 0,2

Grupo do Silício 23-48 0,01

Grupo do Ferro 50-62 0,01

Grupo de peso médio 63-100 0,000000001

Grupo dos mais pesados mais que 100 0,000000001

Qde. de partículas no núcleo

Elementos Abundância em número (%)

Classificação espectral das estrelasClassificação espectral das estrelas

temperatura linhas espectrais tipo espectral

hidrogênio

hélio

carbono hélio

cálcio

oxigênio sódio

oxigênio

ferro

óxido de titânio

ferromagnésio


É feita através de linhas de absorção

de elementos químicos. Estrelas mais quentes

apresentam mais linhas de elementos leves que a estrelas

mais frias.

A transição entre sub-níves atômicos causam absorção ou emissão de fótons com energias diferentes, ou

comprimentos de ondas diferentes, que rfletem as

condições físicas do meio em que foram

formados.

O primeiro sistema de avaliação do brilho de objetos celestes foi desenvolvido pelo astronomo grego Hiparcus, no ano 120 A.C. Ele verificou que as estrelas poderiam ser classificadas de acordocom o brilho que apresentavam quando observadas a olho nú (na sua época não havia telescópios). Para fins de classificação ele dividiu as estrelas segundo uma escala numérica na qual a estrela mais brilhante visível a olho nú teria magnitude aparente -1,4 e a estrela visível mais fraca teriamagnitude aparente 6. Isto significa que podemos ver objetos celestes até a magnitude aparente 6 sem a ajuda de um telescópio, ou seja, a olho nú.

Magnitude visual ou aparente (m) é uma medida do brilho visto da Terra. Ela é expressa em termos da luminosidade do objeto, pela fórmula de Pogson:

m = C - 2,5 log ls

sendo m a magnitude aparente ou visual, ls a luminosidade (energia luminosa total por unidade de área e de tempo), e C uma constante de ajuste (fator de escala). Vê-se que quanto menor for mmaior será o brilho. A magnitude aparente do Sol é –26,7, da Lua cheia é –12,6, de Sirius é –1,46. Em condições ideias, o olho humano consegue enxergar até m=6.

Magnitude absoluta (M) é uma medida do brilho inerente do objeto. Para defini-la devemos adotar uma distância padrão, como se todos os objetos celestes estivessem à mesma distância da Terra. Essa distância é 32,6 anos-luz, (3,1×1014 km ou 10 parsecs). Ela pode ser expressa por:

M = m - 5 log (d / 10)

sendo d a distância real do objeto em parsecs, e m sua magnitude aparente. (www.on.br)

Sol m =-26,7 M =4,8 d=0,000016 AL Sirius m =-1,46 M =1,4 d=8,6 ALRigel m =-8,1 M =0,12 d=900 ALBetelgeuse m =-7,2 M =0,7 d=1500 AL

Brilho das estrelasBrilho das estrelas

Classificação espectral das estrelasDiagrama Hertzprung-Russel


SequênciaPrincipal

aumenta temperatura de superfície (K) diminui

lum

inos

idad

e (i

nida

de s

olar

)

supergigante

gigante

anã branca


Estrelas grandes, massivas e quentes

Estrelas pequenas, de pouca massa e frias



aumenta temperatura de superfície (K) diminui

lum

inos

idad

e (i

nida

de s

olar

)


Estrelas grandes, massivas e quentes

Estrelas pequenas, de pouca massa e frias

Magnitude absoluta




Sequência principal é a faixa do diagrama de Hertzsprung-Russell onde se localiza a maior parte das estrelas. Na parte superior estão as estrelas de maior massa, mais quentes e mais azuis. Na parte inferior, ocorre o oposto, as estrelas são pequenas, frias e avermelhadas (anãs vermelhas).

Essas estrelas estão gerando luz e calor através da fusão nuclear do hidrogênio, produzindohélio. O Sol, considerado uma anã amarela, está nesta região.

Antes de entrar na sequência principal o objeto é considerado uma proto-estrela. Quando as condições físicas do núcleo forem adequadas à fusão do hidrogênio, o objeto passa a ser considerado estrela, ou seja, ele passa a produzir energia pela fusão nuclear, transformando o hidrogênio do núcleo em hélio. Aos poucos o hidrogênio do centro vai se esgotando e dando lugar a um caroço de hélio, que cresce com o tempo. Quando as condições físicas forem adequadas para a fusão do hélio, a estrela abandona a sequência principal, expande e sua temperatura superficial decai. Ela se tranforma em gigante ou supergigante.

A posição e o tempo que uma estrela permanece na sequência principal dependem criticamente de sua massa. As estrelas de maior massa, mais quente e mais azuladas, tipos O e B, consomem rapidamente seu estoque de hidrogênio e permanecem na sequência principal por pouco tempo (milhões de anos). Estrelas menos massivas, mais frias e avermelhadas, permanecem na sequência principal por centenas de bilhões de anos.

Portanto, estrelas O e B são jovens e as anãs vermelhas são antigas.

Sequência principalSequência principal éé a faixa doa faixa do diagrama de Hertzsprungdiagrama de Hertzsprung--Russell Russell onde se localiza a onde se localiza a maior parte dasmaior parte das estrelasestrelas. Na parte superior estão as estrelas de maior massa, mais quent. Na parte superior estão as estrelas de maior massa, mais quentes es e mais azuis. Na parte inferior, ocorre o oposto, as estrelas sãe mais azuis. Na parte inferior, ocorre o oposto, as estrelas são pequenas, frias e o pequenas, frias e avermelhadas (anãs vermelhas). avermelhadas (anãs vermelhas).

Essas estrelas estão gerandoEssas estrelas estão gerando luzluz e e calorcalor atravatravéés da fusão nuclear do hs da fusão nuclear do hidrogênioidrogênio, produzindo, produzindohhééliolio. O. O SolSol, considerado uma anã amarela, est, considerado uma anã amarela, estáá nesta região.nesta região.

Antes de entrar na sequência principal o objeto Antes de entrar na sequência principal o objeto éé considerado uma considerado uma protoproto--estrelaestrela. Quando as . Quando as condicondiçções fões fíísicas do nsicas do núúcleo forem adequadas cleo forem adequadas àà fusão do hidrogênio, o objeto passa a ser fusão do hidrogênio, o objeto passa a ser considerado estrela, ou seja, ele passa a produzir energia pela considerado estrela, ou seja, ele passa a produzir energia pela fusão nuclear, transformando fusão nuclear, transformando o hidrogênio do no hidrogênio do núúcleo em hcleo em héélio. Aos poucos o hidrogênio do centro vai se esgotando e lio. Aos poucos o hidrogênio do centro vai se esgotando e dando lugar a um carodando lugar a um caroçço de ho de héélio, que cresce com o tempo. Quando as condilio, que cresce com o tempo. Quando as condiçções fões fíísicas sicas forem adequadas para a fusão do hforem adequadas para a fusão do héélio, a estrela abandona a sequência principal, expande lio, a estrela abandona a sequência principal, expande e sua temperatura superficial decai. Ela se tranforma em gigantee sua temperatura superficial decai. Ela se tranforma em gigante ou supergigante.ou supergigante.

A posiA posiçção e o tempo que uma estrela permanece na sequência principal deão e o tempo que uma estrela permanece na sequência principal dependem pendem criticamente de sua massa. As estrelas de maior massa, mais quencriticamente de sua massa. As estrelas de maior massa, mais quente e mais azuladas, tipos te e mais azuladas, tipos O e B, consomem rapidamente seu estoque de hidrogênio e permanecO e B, consomem rapidamente seu estoque de hidrogênio e permanecem na sequência em na sequência principal por pouco tempo (milhões de anos). Estrelas menos masprincipal por pouco tempo (milhões de anos). Estrelas menos massivas, mais frias e sivas, mais frias e avermelhadas, permanecem na sequência principal por centenas de avermelhadas, permanecem na sequência principal por centenas de bilhões de anos.bilhões de anos.

Portanto, estrelas O e B são jovens e as anãs vermelhas são antiPortanto, estrelas O e B são jovens e as anãs vermelhas são antigas.gas.

Colapso Disco em rotação

Formação de planetas Sistema Solar

queda

fluxo

em escala


A gestação das estrelasA gestação das estrelas


Curvas de variação de luminosidade (potência) e temperatura da proto-estrela. Àmedida em que ela se contrai, sua temperatura aumenta e sua cor predominante

torna-se mais clara.

Curvas de variaCurvas de variaçção de luminosidade (potência) e temperatura da protoão de luminosidade (potência) e temperatura da proto--estrela. estrela. ÀÀmedida em que ela se contrai, sua temperatura aumenta e sua cor medida em que ela se contrai, sua temperatura aumenta e sua cor predominante predominante

tornatorna--se mais clara.se mais clara.


A saída da Sequência Principal ocorre quando o núcleo da estrela

atinge as condições físicas necessárias para fundir hélio

(encontra-se na metade de sua vida)

Propriedades físicas do Sol(uma estrela da Sequência Principal)

Propriedades físicas do Sol(uma estrela da Sequência Principal)


5.800 K(~5.530 oC)

10.000 K(~9.980 oC)

acima de1.000.000 K

As várias faces do SolAs várias faces do Sol


magnetograma

superfície

baixa atmosfera

alta atmosfera

imagem composta

Interior solarInterior solar


Hidrogênio

Hidrogênio Pósitron (elétron com carga elétrica positiva)

Neutrino (partícula subatômica)

Deutério

HidrogênioHélio-3

EnergiaEnergia

Hidrogênio

Hélio

Hélio-3

4H ⇒⇒⇒⇒ He + energia

Fusão nuclearFusão nuclear

NNúúcleocleo

(15.000.000(15.000.000 ooCC) ) Fusão nuclearFusão nuclear4H 4H →→ He + 2He + 2νν + energia+ energia


Zona radiativaZona radiativa

energia transportada energia transportada atravatravéés de absors de absorçção ão

e reemissãoe reemissão

Zona convectivaZona convectiva

energia transportada energia transportada por convecpor convecççãoão

Interface Interface

camada com camada com campo campo magnmagnéético tico complexocomplexo

a luz pode demoraraté 1,5 milhão de

anos para chegar àsuperfície !

a luz pode demoraraté 1,5 milhão de

anos para chegar àsuperfície !


NNúúcleocleo

(15.000.000(15.000.000 ooCC) ) Fusão nuclearFusão nuclear4H 4H →→ He + 2He + 2νν + energia+ energia Enos Picazzio IAGUSP/2008

Grânulos (topos das células convectivas)

tamanho: ~700 km, vida: 10-20 minutosveloc. de convecção: 7 km/s (25.000 km/h)

.

Grânulos (topos das células convectivas)

tamanho: ~700 km, vida: 10-20 minutosveloc. de convecção: 7 km/s (25.000 km/h)

.

Espessura ~500 kmEspessura ~500 km

Temp ~5800 KTemp ~5800 K

matéria quente aflora pelo centro da célula, esfria e precipita pelos bordos, num processo contínuo; por

isso ela é mais brilhante no centro

matéria quente aflora pelo centro da célula, esfria e precipita pelos bordos, num processo contínuo; por

isso ela é mais brilhante no centro

Fotosfera: a superfície solarFotosfera: a superfície solar


UmbraUmbra

PenumbraPenumbraPenumbra

A mancha circula o Sol com a velocidade de rotação solar típica da latitude em que se encontra.

A A mancha circumancha circulla o Sol com a a o Sol com a velocidadevelocidade de de rotarotaççãoão solar solar ttíípica pica dada latitude latitude em queem que se se encontraencontra..

Formação da mancha



As manchas são causadas por campos magnéticos localizados extremamente fortes. Jatos de gás quente e magnetizado (plasma) vindos da região convectivaproduzem campos magnéticos intensos. Quando arcos magnéticos gerados pelo fluxo de plasma afloram na fotosfera eles produzem manchas. Geralmente elas aparecem em pares, com polaridades magnéticas opostas.

Os campos magnéticos intensos das manchas inibem a mistura do plasma quente das vizinhanças para a região das manchas. Portanto, as manchas são mais frias que suas vizinhaças, por isso parecem escuras. As intensidades dos campos magnéticos nas manchas variam entre 1000 e 4000 Gauss. O campo mangético médio do Sol é da ordem de 1 Gauss; na superfície terrestre ele vale 0.5 Gauss.

O mecanismo de formação de manchas ainda não é bem conhecido, mas deve estar relacionado com a rotação diferencial do Sol. Por ser uma esfera gasosa, ele gira mais rapidamente no equador que nos pólos. Com isso, o campo magnético geral é deformado, retorcido, flutua em direção à superfície e forma a mancha.

Vários fenômenos estão associados às manchas, por conta da energia associada ao campo magnético. As manchas atuam como bases fotosféricas de arcadas magnetizadas que permeiam a atmosfera solar. Durante a ocorrência de rompimento (como um elástico que se rompe ao ser esticado) e reconexão do campo a energia associada é liberada instantaneamente, causando clarões imensos (flares) e ejeção de matéria da atmosfera (Ejeção de Massa Coronal).

Quantidade, tamanho e posição de manchas variam ciclicamente num período de 11 anos.


Espessura: ~1500 a 2500 km; Temperatura: 5.000 a 25.000K

Cromosfera: a baixa atmosferaCromosfera: a baixa atmosfera

luz emitida pelo hidrogênio ionizado (Ha)luz emitida pelo hidrogênio ionizado (Ha) luz emitida pelo cálcio ionizado (CaII K)luz emitida pelo cluz emitida pelo cáálcio ionizado (CaII K)lcio ionizado (CaII K)


Ela é vista em várias linhas de emissão: hidrogênio (Ha=656,3nm, Hb=486,13nm, Hg=434,05nm, Hd=410,18nm); hélio (D3=587,56nm); ferro (404,6nm); magnésio(518,4nm); cálcio (H=396,85nm, K=393,37nm).

Durante um eclipse total do Sol, ela pode ser vista a olho nu pouco antes e logo depois da totalidade, em tonalidade avermelhada. Seu nome deriva do grego: chrooma (cor) sphairos (esfera), esfera colorida.

Praias

Regiões mais ativas e mais quentes, por isso

brilham mais.

Elas estão acima das fáculas (regiões ativas

que circundam as manchas fotosféricas).

PraiasPraias

Regiões mais ativas e Regiões mais ativas e mais quentes, por isso mais quentes, por isso

brilham mais. brilham mais.

Elas estão acima das Elas estão acima das ffááculasculas (regiões ativas (regiões ativas

que circundam as que circundam as manchas fotosfmanchas fotosfééricas).ricas).



supergranulasupergranulaççãoão

tamanhotamanho: ~ 30000 km; : ~ 30000 km; vidavida: 40: 40--50 h50 h

Possui um padrão celular semelhante ao fotosférico, mas as dimensões e o tempo de vida das células cromosféricas são bem maiores.

Possui um padrão celular semelhante ao fotosfPossui um padrão celular semelhante ao fotosféérico, mas as rico, mas as dimensões e o tempo de vida das cdimensões e o tempo de vida das céélulas cromosflulas cromosfééricas são ricas são bem maiores.bem maiores.



Imagem Doppler Vermelho: matéria descendente

Azul: matéria ascedente

estruturas cilíndricas (500 x 7000 km) que contornam as células.

Por eles circulam matéria cromosférica.

estruturas cilestruturas cilííndricas ndricas (500 x 7000 km) que (500 x 7000 km) que contornam as ccontornam as céélulas. lulas.

Por eles circulam Por eles circulam matmatééria cromosfria cromosféérica.rica.

EspEspíículosculos



Protuberâncias

arcadas magnéticas vistas no limbo, por elas circulam o

plasma cromosférico

FilamentosFilamentos: topos de arcadas vistos contra o disco solar, : topos de arcadas vistos contra o disco solar, são mais frios e brilham menossão mais frios e brilham menos

polaridades magnpolaridades magnééticas ticas opostasopostas

vista de cimavista de lado



Protuberância Quiescente – erupção mais estável, podendo durar semanas ou meses.


Protuberância Ativa – erupção repentina, usualmente desaparece em minutos ou horas

Tipos:

Protuberânciase Terra,

na mesma escala.

1. A configuração de uma protuberância é muito complexa.

2. Suas bases estão apoiadas sobre regiões com polaridades magnéticas opostas,

formando um arco magnético por onde circula a matéria cromosférica.

3. As dimensões podem ser enormes, e a duração pode atingir horas.

4. Essas figuras cromosféricas permeiam a coroa solar, que é muito mais quente.



É formada da luz fotosférica espalhadapor elétrons.

A olho nú ela é visível apenas durante um eclipse total. Seu brillho equivale ao da Lua Cheia

Como os elétrons

interagem com o

campo magnético,

a configuração da

coroa é a do campo

magnético global, que

muda em conformidade

com o ciclo de atividade

solar. O Sol não se comporta como uma fonte

estabilizada de energia, ele varia ciclicamente

entre um máximo e um mínimo.

protuberânciaprotuberância

Coroa na luz brancaCoroa na luz branca


Fe IX (171 Å) Fe XII (195 Å)

Fe XV (284 Å) He II (304 Å)

Fe I é estado fundamentalFe XV significa que perdeu 14 elétrons

A A temperatura elevada da temperatura elevada da

coroa excita os coroa excita os áátomostomos dos dos

elementos quelementos quíímicos micos

presentespresentes, , que passamque passam a a

emitir luz em comprimentosemitir luz em comprimentos

de de onda caracteronda caracteríísticossticos do do

nníívelvel de de excitaexcitaççãoão..

O O brilho aumentabrilho aumenta com a com a

temperaturatemperatura local.local.

EEstas são apenas stas são apenas

algualgumamas s dadas s ininúúmeras meras

coroascoroas de emissão.de emissão.

Coroas em linhas de emissãoCoroas em linhas de emissão


Estas regiões giram com a rotação típica da latitude solar em que se encontram. As temperaturas locais podem ultrapassar 2.000.000 K.

Coroa em raio XCoroa em raio X

Buracos coronais, regiões de campo magnético aberto; plasma flui para o

espaço interplanetário

Buracos coronaisBuracos coronais, , regiõesregiões de campo de campo magnmagnéético abertotico aberto; plasma ; plasma flui paraflui para o o

espaespaçço interplaneto interplanetááriorio

RegiõesRegiões de campo de campo magnmagnéético fechadotico fechado, ,

por ondepor onde o plasma o plasma quente circulaquente circula


Arcos coronaisArcos coronais

Uma visão detalhada revela uma configuraçãocomplexa e diversificada, e mostra que eles são formados por inúmeros arcos mais finos.

Uma visão detalhada revela uma configuraçãocomplexa e diversificada, e mostra que eles são formados por inúmeros arcos mais finos.

(uma configuração instantânea)(uma configuração instantânea)

Processo completo Enos Picazzio IAGUSP/2008

FluxoFluxo de de prpróótonstons (~96%), (~96%), nnúúcleoscleos de de hhééliolio (~4%) e (~4%) e resquresquíícioscios de de nnúúcleoscleos de de elementos mais pesados elementos mais pesados provenienteproveniente do Sol.do Sol.

As As partpartíículas eletricamente carregadas culas eletricamente carregadas dda a magnetosferamagnetosfera interagem com o vento interagem com o vento solar,solar, escoam em direescoam em direççãoão dos dos ppóóloslos, , chocamchocam--se com a se com a atmosferaatmosfera e e excitamexcitam o o ggáás atmosfs atmosfééricorico. A . A retornar ao estadoretornar ao estadonormal o normal o ggáás emite luz produzindos emite luz produzindo as as auroras auroras polarespolares..

O Vento SolarO Vento Solar


O vento solar é composto de elétrons e prótons, em quantidades aproximadamente iguais, além de íons de elementos mais pesados. Essa matéria escapa do Sol a velocidades de 400 km/s, na razão de 1 milhão de toneladas por segundo. Admitindo que o Sol tenha cerca de 4,6 bilhões de anos, nesse tempo ele teria perdido menos que 10-4 % de sua massa por esse mecanismo.

O vento solar pode ser visto com uma extensão da alta atmosfera solar (coroa) no espaço interplanetário. A fonte do vento solar é a coroa aquecida. Sua temperatura é tão elevada que a gravidade solar não pode contê-la. Embora saibamos porque isso ocorre, ainda desconhecemos detalhes sobre como e onde os gases coronais são acelerados a essas velocidades. Essa questão está relacionada ao aquecimento da coroa.

O Vento SolarO Vento Solar

Primariamente, ele escapa pelos buracos coronais, encontrados com maior frequência nas regiões polares do Sol. No plano equatorial, as linhas de campo magnético tandem a se fechar formando arcadas (loops) magnéticas, principalmente nas épocas de baixa atividade. Essas arcadas magnéticas aprisionam o plasma (quente) coronal acentuando emissões em raios-X, mas suprimindo contribuições ao vento solar.

Linhas do campo coronal correspondem

aproximadamente às fronteiras entre regiões de

cores diferentes. Nas regiões equatoriais as linhas

traçadas pelas fornteiras coloridas tendem a

formar loops fechados, indicando aprisionamento

do plasma coronal.

Ejeção de Massa Coronal (EMC)Ejeção de Massa Coronal (EMC)

EMC são explosões violentas (catastrEMC são explosões violentas (catastróóficas) que ocorrem na coroa solar e expelem grande ficas) que ocorrem na coroa solar e expelem grande quantidade de matquantidade de matééria coronal. Acreditaria coronal. Acredita--se que elas decorram da energia liberada no se que elas decorram da energia liberada no rompimento dos elmos magnrompimento dos elmos magnééticos coronais. ticos coronais. O choque dessa matO choque dessa matééria coronal com a ria coronal com a magnetosfera terrestre causa tempestades magnmagnetosfera terrestre causa tempestades magnééticas enormes que perturbam a ticas enormes que perturbam a comunicacomunicaçção, alteram ão, alteram óórbitas de satrbitas de satéélites e podem induzir de correntes ellites e podem induzir de correntes eléétricas na rede e tricas na rede e causar apagões. causar apagões.

High Altitude Observatory


elmo magnético

Rompimento de um elmo magnético por reconexão de campo com polaridade oposta. As linhas de campo se rearrajam, a energia éliberada instantaneamente e a matéria é ejetada com violência.

Duas imagens do satélite SoHO: a da direita foi tomada durante uma tempestade solar. A aparente má qualidade da imagem é na realidade o resultado das partículas do vento solaratingindo o detector do instrumento.

Duas imagensDuas imagens do do satsatéélite SoHOlite SoHO: : a a da direita foi tomada da direita foi tomada

durante uma tempestadedurante uma tempestade solar. A solar. A aparente maparente máá qualidade da qualidade da

imagemimagem éé na realidadena realidade o o resultadoresultado das das partpartíículasculas do do ventovento solarsolar

atingindoatingindo o detector do o detector do instrumentoinstrumento..Enos Picazzio IAGUSP/2008

Ejeção de Massa Coronal (EMC)Ejeção de Massa Coronal (EMC)

O Sol têm um ciclo de atividade da ordem de 11 anos. Durante esse tempo o número de manchas solares varia, e o campo magnético global se inverte. Portanto o ciclo magnético tem cerca de 22 anos.

O Sol têm um ciclo de atividade da ordem de 11 anos. Durante esse tempo o número de manchas solares varia, e o campo magnético global se inverte. Portanto o ciclo magnético tem cerca de 22 anos.

A área relativa das zonas ativas aumenta com a atividade

A área relativa das zonas ativas aumenta com a atividade

Atividade SolarAtividade Solar


Aparência da coroa e o ciclo das manchasAparência da coroa e o ciclo das manchas

No mínimo solar

No máximo solar 11/08/99

24/10/95


Durante esse período o Sol esteve em atividade mínima, praticamente sem manchas.

Durante esse perDurante esse perííodoodo o Sol o Sol esteve em atividade mesteve em atividade míínimanima, , praticamente sem manchaspraticamente sem manchas..

Pequena Glaciação

O clima da Terra foi fortemente afetado por esse fenômeno.

O clima da Terra foi fortemente afetado por esse fenômeno.

MinimoMinimo de Maunderde Maunder

Atividade SolarAtividade Solar

Grupo de manchasNo. de manchas de WolfAuroras

Ano D.C.

Estudo recente associa morte coletiva de baleias com atividade solar


Instabilidades magnéticas liberam violentamente quantidades enormesde energia causando erupções de brilho.

Essas erupções podem liberar mais energia que as grandes protuberâncias .

Observações em raios X e ultravioleta mostram que as áreas mais compactas, localizadas nas regiões centrais dos “flares”, podem atingir temperaturas da ordem de 100.000.000 K.

A violência desses eventos ejeta partículas com tanta energia que o campo magnético local é incapaz de contê-las. Essa matéria é lançada ao espaço com muita violência.

Instabilidades magnInstabilidades magnééticas liberam ticas liberam violentamente quantidades enormesviolentamente quantidades enormesde de energia causando erupenergia causando erupççõesões de de brilhobrilho. .

Essas erupEssas erupçções podem liberar mais ões podem liberar mais energia queenergia que as as grandes grandes protuberânciasprotuberâncias ..

ObservaObservaçções em raiosões em raios X e X e ultravioleta mostram queultravioleta mostram que as as ááreas reas mais compactasmais compactas, , localizadas nas localizadas nas regiões centraisregiões centrais dos dos ““flaresflares””, , podem podem atingir temperaturas da ordematingir temperaturas da ordem de de 100.000.000 K.100.000.000 K.

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cromosfera e baixa coroa.Esses eventos ocorrem entre a alta

cromosfera e baixa coroa.

Clarão (Flare)Clarão (Flare)


4H →→→→ He + energia

Camada fundindoH

Caroço de He

Envelope de H

Fusão nuclear na Sequência PrincipalFusão nuclear na Sequência Principal


Camada fundindoH

Envelope de H

Camada fundindo

He

Caroço de carbono

Hélio-4

Hélio-4

Hélio-4

Carbono-12

Energia

Fusão nuclear fora da Sequência Principalo ciclo da morte



Fonte de energia Temperatura(milhões K)

Fusão do hidrogênio 15

Fusão do hélio 170

Fusão do carbono 700

Fusão do neônio 1.400

Fusão do oxigênio 1.900

Fusão do silício 3.300



Estrelas massivas


Densidade na Gigante VermelhaGigante Vermelha:

núcleo: ~100 kg/cc (Sol ~ 150 g/cc)

superfície: ~ 10-6 g/cc

Gravidadepara dentro

Pressão para fora

A morte do SolA morte do Sol


Quando uma anã branca esfria, os

átomos de carbono cristalizam num

diamante.

Um diamante de 300.000 massas

terrestres.

uma estrela com a massa do Sol e tamanho da Terra

A Anã BrancaA Anã Branca


Sirius A

Sirius B

Estrutura de uma anã branca típica

• Estrela remanescente: fica com ~ 50% da massa inicial →→→→ contrai muito; pode atingir ~ 10.000 km →→→→ cor branca e temperatura superficial elevada →→→→brilho provém da energia armazenada →→→→ tornou-se uma anã branca.

• À medida que a energia vai se esvaindo estrela vai definhando: temperatura vai caindo →→→→ vai ficando amarelada →→→→ depois avermelhada →→→→ até se tornar uma anã negra (objeto com praticamente o tamanho da Terra e muito denso)

• Massa de uma anã branca jamais ultrapassa 1,4 massas solares

• Estrela remanescente: fica com ~ 50% da massa inicial →→→→ contrai muito; pode atingir ~ 10.000 km →→→→ cor branca e temperatura superficial elevada →→→→brilho provém da energia armazenada →→→→ tornou-se uma anã branca.

• À medida que a energia vai se esvaindo estrela vai definhando: temperatura vai caindo →→→→ vai ficando amarelada →→→→ depois avermelhada →→→→ até se tornar uma anã negra (objeto com praticamente o tamanho da Terra e muito denso)

• Massa de uma anã branca jamais ultrapassa 1,4 massas solares

• Durante a fase final de vida a estrela sofrerápulsações radiais crescentes, contraindo-se e expandindo-se periodicamente, podendo perder as camadas mais externas por ejeção, criando assim uma nebulosa planetária.

• Nebulosa expande-se a 20-30 km/s →→→→ torna-se gradativamente mais rarefeita e fria →→→→ dispersa-se pelo espaço interestelar →→→→ enriquece o espaço com elementos sintetizados

• Durante a fase final de vida a estrela sofrerápulsações radiais crescentes, contraindo-se e expandindo-se periodicamente, podendo perder as camadas mais externas por ejeção, criando assim uma nebulosa planetária.

• Nebulosa expande-se a 20-30 km/s →→→→ torna-se gradativamente mais rarefeita e fria →→→→ dispersa-se pelo espaço interestelar →→→→ enriquece o espaço com elementos sintetizados

Nebulosa do Esquimó

As Nebulosas Planetárias


Nebulosas Planetárias

As Nebulosas Planetárias


• Nascimento: caminham mais rapidamente para a Seqüência Principal

• Sequência Principal: abandonam mais cedo

• Evolução: mais rápida

• Longevidade: morrem mais depressa, de forma catastrófica

Evolução de Estrelas Massivas




A partir de então não há mais fusão atômica no núcleo.

Razão: até o Fe a fusão nuclear é exotérmica (produz energia). Acima do Fe as reações são endotérmicas (consomem energia).


Fonte de energia Temperatura (milhões K) Tempo para exaustão

Fusão do hidrogênio (1H) 15 10 milhões anos

Fusão do hélio (4He) 170 1 milhão anos

Fusão do carbono (12C) 700 1.000 anos

Fusão do neônio (20Ne) 1.400 3 anos

Fusão do oxigênio (16o) 1.900 1 ano

Fusão do silício (28Si 3.300 1 dia

Núcleo de 26Fe forma-se em menos de 1 dia

•Após a fusão do hélio estas estrelas promovem a fusão dos elementos mais pesados, na ordem crescente de massa atômica, isto é: 12C, 16O, 20Ne, 24Mg e 28Si, este produzindo o 56Fe.

• Até o Fe a fusão nuclear é exotérmica (produz energia). Acima do Fe as reações são endotérmicas (consomem energia).

Chaisson & McMillan, Astronomy Today

Evolução de Estrelas Massivas


• Núcleo de ferro: fusão do Fe não fornece energia:

• Núcleo é tão compacto que não se pode extrair energia através da fusão como nos elementos de menor massa

• Ele age como “extintor nuclear

• A estrela perde sustentação, embora a temperatura do seu núcleo atinja alguns bilhões K

• Instala-se a implosão estelar

Colapso do núcleoEvolução de Estrelas Massivas


Prótons e elétrons são “esmagados”(1012kg/m3):

p + e →→→→ n + neutrino

Prótons e elétrons são “esmagados”(1012kg/m3):

p + e →→→→ n + neutrino

temperatura atinge 10 bilhões K

temperatura atinge 10 bilhões K

[lei de Wien] fotons têm energia suficiente para quebrar núcleo do Fe em elementos mais leves, até restarem prótons e elétrons;

[lei de Wien] fotons têm energia suficiente para quebrar núcleo do Fe em elementos mais leves, até restarem prótons e elétrons;

em menos de 1 s gera-se mais energia que toda a vida da estrela

em menos de 1 s gera-se mais energia que toda a vida da estrela

ao contrário da fusão, a fotodesintegraçãoconsome energia;

ao contrário da fusão, a fotodesintegraçãoconsome energia;

parte central da estrela esfriaparte central da estrela esfria implosão é aceleradaimplosão é acelerada

restam só partículas elementares: elétrons,

prótons, nêutrons e fótons

restam só partículas elementares: elétrons,

prótons, nêutrons e fótons

Neutrino escapa instantaneamente

carregando energia

Neutrino escapa instantaneamente

carregando energia

Resfriamento acelera colapso: nêutrons são

comprimidos uns contra os outros (1015kg/m3)

(Fobos em 1 cc)

Resfriamento acelera colapso: nêutrons são

comprimidos uns contra os outros (1015kg/m3)

(Fobos em 1 cc)

Pressão de nêutrons é degenerada

(1017-1018 kg/m3)(Deimos em 1 cc)

Pressão de nêutrons é degenerada

(1017-1018 kg/m3)(Deimos em 1 cc)

Expansão súbita e desintegração da estrela:

supernovaExpansão sExpansão súúbita e desintegrabita e desintegraçção da estrela:ão da estrela:

supernovasupernova

Evolução de Estrelas MassivasColapso do núcleo



Supernovas



Por terem comportamento típicos e serem muito brilhantes as supernovas são utilizadas como indicadores de distância.

Por terem comportamento típicos e serem muito brilhantes as supernovas são utilizadas como indicadores de distância.

Supernovas


Nebulosa do Caranguejo

Tamanho: 2 pc. Idade: jovem. Em 1054 astrônomos chineses

observaram a explosão. O brilho excedia o de Vênus,

era visível durante o dia

Tamanho: 2 pc. Idade: jovem. Em 1054 astrônomos chineses

observaram a explosão. O brilho excedia o de Vênus,

era visível durante o dia

Resquícios de Supernovas


“Loop” em Cisne W89

Cassiopéia A Nebulosa de Kepler

Resquícios de Supernovas


Novas

Estrelas que parecem surgir repentinamente, daí o nome.


• Estrela extremamente pequena e massiva, que restou da explosão;Raio = 20 km; Densidade ~ 1018 kg/m3 (1 bilhão de vezes mais densa que uma anã branca) Sólida; Pessoa de 70 kg pesaria 1 milhão de ton. na superfície• Rotação extremamente elevada: fração de segundo / volta• Campo magnético intenso (decorrente da concentração da matéria)• São estrelas pulsantes

PartPartíículas culas eletricamente eletricamente carregadas são carregadas são aceleradas pelo aceleradas pelo magnetismo e magnetismo e fluem ao longo fluem ao longo das linhas de das linhas de

campo campo magnmagnéético. Esse tico. Esse feixe direcionado feixe direcionado gira rapidamente gira rapidamente e se parece com e se parece com

uma fonte uma fonte pulsante pulsante

(como um farol (como um farol giratgiratóório).rio).Ch

aiss

on &

McM

illa

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oday

Estrelas de Nêutrons

Massa restante da estrela, em massas solares:

• até 1,4 – torna-se uma estrela anã branca

• de 1,4 a 3 – torna-se uma estrela de nêutrons

• acima de 3 – colapso contínuo inevitável formando um buraco negro

Colapso rumo ao Buraco Negro


anã branca típica




Por que buraco?




anã branca típica




Por que negro?




anã branca típica

Velocidade de escape:

G=cte gravit. M=massa; d=dist.

Se o diâmetro da Terra = 1 cm ,

Ve = 300.000 km/s (velocidade da luz)

d

GM2Ve =

Se a fonte estiver distante, a maior parte

da luz escapa

Quanto mais próxima a fonte, maior quantidade

de luz é aprisionada

A 1,5 raio de Schwarzschild fótons podem

circular o buraco negro, criando a esfera de fótons

Se a fonte atingir o horizonte de

eventos, toda luz retorna ao

buraco negro


Buraco Negro


Buracos negros SÃO devoradores cósmicos,

mas NÃO ralos cósmicos

Matéria caindo num buraco negro é submetida a enorme maré, esticada verticalmentee comprimida horizontalmente.

Matéria é destruída, aquecida a temperaturas elevadas e emite radiação.

Chaisson &

McM

illan, Astronom

y Today

Buraco Negro


Através da luz emitida

pela matéria em queda

O campo é distorcido pela gravidade do buraco negro e pelas partículas que caem no astro. Essa espiral

magnética funciona como um "motor a jato",

acelerando e focalizando as partículas que acabam emitidas, sob a forma de

plasma, a 99% da velocidade da luz

Como localizar um Buraco Negro?


Duas galáxias separadas por ~20 mil anos-luz fazem parte de um sistema conhecido como 3C321. Uma delas lança um jato.

Ilustração

Através do desvio da luz provocado

por concentração de massa

(lente gravitacional)

Como localizar um Buraco Negro?


Ilustração do que ocorreria com um buraco negro

Desvio da luz de uma fonte distante por um objeto massivo.

Trajeto em cor laranja (o que vemos): mostra o caminho da luz proveniente da posição aparente da fonte.

Trajeto em cor branca (o que é): mostra o caminho da luz proveniente da posição verdadeira fonte.

fonte distanteobjeto

massivo

Cruz de Einstein

Evolução Estelar: um resumo


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