A morte das estrelas
Para estrelas com massa M ≤ 8M , uma sequˆencia de processos que
envolvem a expuls˜ao de grandes quantidades de massa.
Para estrelas na faixa de 0, 1M < M < 1M , as temperaturas no
centro n˜ao permitem nem a queima de h´elio;
Por´em, a for¸ca da gravidade continua agindo e for¸car´a o caro¸co de carbono (estrelas de maior massa) ou de h´elio (estrelas de menor massa) a se contrair, mas at´e quando?
Utilizando o Princ´ıpio da Exclus˜ao de Pauli e o Princ´ıpio da Incerteza, R. Fowler deduziu que uma nova fonte de press˜ao deveria estabilizar as massas em contra¸c˜ao, mesmo quando a gera¸c˜ao de energia houvesse acabado nos caro¸cos.
Press˜ao de degenerescˆencia
(∆p∆x )3 ' 180h3( M M
)1/2( R R 3/2
A morte das estrelas
Para estrelas com massa M ≤ 8M , uma sequˆencia de processos que
envolvem a expuls˜ao de grandes quantidades de massa.
Para estrelas na faixa de 0, 1M < M < 1M , as temperaturas no
centro n˜ao permitem nem a queima de h´elio;
Por´em, a for¸ca da gravidade continua agindo e for¸car´a o caro¸co de carbono (estrelas de maior massa) ou de h´elio (estrelas de menor massa) a se contrair, mas at´e quando?
Utilizando o Princ´ıpio da Exclus˜ao de Pauli e o Princ´ıpio da Incerteza, R. Fowler deduziu que uma nova fonte de press˜ao deveria estabilizar as massas em contra¸c˜ao, mesmo quando a gera¸c˜ao de energia houvesse acabado nos caro¸cos.
Press˜ao de degenerescˆencia
(∆p∆x )3 ' 180h3( M M
)1/2( R R 3/2
A morte das estrelas
Para estrelas com massa M ≤ 8M , uma sequˆencia de processos que
envolvem a expuls˜ao de grandes quantidades de massa.
Para estrelas na faixa de 0, 1M < M < 1M , as temperaturas no
centro n˜ao permitem nem a queima de h´elio;
Por´em, a for¸ca da gravidade continua agindo e for¸car´a o caro¸co de carbono (estrelas de maior massa) ou de h´elio (estrelas de menor massa) a se contrair, mas at´e quando?
Utilizando o Princ´ıpio da Exclus˜ao de Pauli e o Princ´ıpio da Incerteza, R. Fowler deduziu que uma nova fonte de press˜ao deveria estabilizar as massas em contra¸c˜ao, mesmo quando a gera¸c˜ao de energia houvesse acabado nos caro¸cos.
Press˜ao de degenerescˆencia
(∆p∆x )3 ' 180h3( M M
)1/2( R R 3/2
A morte das estrelas
Para estrelas com massa M ≤ 8M , uma sequˆencia de processos que
envolvem a expuls˜ao de grandes quantidades de massa.
Para estrelas na faixa de 0, 1M < M < 1M , as temperaturas no
centro n˜ao permitem nem a queima de h´elio;
Por´em, a for¸ca da gravidade continua agindo e for¸car´a o caro¸co de carbono (estrelas de maior massa) ou de h´elio (estrelas de menor massa) a se contrair, mas at´e quando?
Utilizando o Princ´ıpio da Exclus˜ao de Pauli e o Princ´ıpio da Incerteza, R. Fowler deduziu que uma nova fonte de press˜ao deveria estabilizar as massas em contra¸c˜ao, mesmo quando a gera¸c˜ao de energia houvesse acabado nos caro¸cos.
Press˜ao de degenerescˆencia
(∆p∆x )3 ' 180h3( M M
)1/2( R R 3/2
A morte das estrelas
Para estrelas com massa M ≤ 8M , uma sequˆencia de processos que
envolvem a expuls˜ao de grandes quantidades de massa.
Para estrelas na faixa de 0, 1M < M < 1M , as temperaturas no
centro n˜ao permitem nem a queima de h´elio;
Por´em, a for¸ca da gravidade continua agindo e for¸car´a o caro¸co de carbono (estrelas de maior massa) ou de h´elio (estrelas de menor massa) a se contrair, mas at´e quando?
Utilizando o Princ´ıpio da Exclus˜ao de Pauli e o Princ´ıpio da Incerteza, R. Fowler deduziu que uma nova fonte de press˜ao deveria estabilizar as massas em contra¸c˜ao, mesmo quando a gera¸c˜ao de energia houvesse acabado nos caro¸cos.
Press˜ao de degenerescˆencia
(∆p∆x )3 ' 180h3( M M
)1/2( R R 3/2
An˜as brancas
An˜as brancas
Estudos no s´eculo passado indicavam que S´ırius A tinha uma compa- nheira “invis´ıvel”, que foi finalmente detectada. S´ırius B possui uma luminosidade de aproximadamente 0, 001 vezes a de S´ırius A.
Identificou-se tamb´em que S´ırius B tinha uma temperatura superficial efetiva de 30000K e um raio aproximadamente igual a 0, 07R . Era,
portanto, uma estrela extremamente quente e densa, o primeiro exem- plo de an˜a branca com uma massa aproximadamente igual `a massa do Sol.
An˜as brancas irradiam aproximadamente como corpos negros. A pro- ximidade das massas medidas implica raios tamb´em similares.
Utilizando a rela¸c˜ao L = 4πR2σT4, esperamos uma localiza¸c˜ao destas estrelas em uma faixa estreita do diagrama HR (pois R ≈ const.).
An˜as brancas
Estudos no s´eculo passado indicavam que S´ırius A tinha uma compa- nheira “invis´ıvel”, que foi finalmente detectada. S´ırius B possui uma luminosidade de aproximadamente 0, 001 vezes a de S´ırius A.
Identificou-se tamb´em que S´ırius B tinha uma temperatura superficial efetiva de 30000K e um raio aproximadamente igual a 0, 07R . Era,
portanto, uma estrela extremamente quente e densa, o primeiro exem- plo de an˜a branca com uma massa aproximadamente igual `a massa do Sol.
An˜as brancas irradiam aproximadamente como corpos negros. A pro- ximidade das massas medidas implica raios tamb´em similares.
Utilizando a rela¸c˜ao L = 4πR2σT4, esperamos uma localiza¸c˜ao destas estrelas em uma faixa estreita do diagrama HR (pois R ≈ const.).
An˜as brancas
Estudos no s´eculo passado indicavam que S´ırius A tinha uma compa- nheira “invis´ıvel”, que foi finalmente detectada. S´ırius B possui uma luminosidade de aproximadamente 0, 001 vezes a de S´ırius A.
Identificou-se tamb´em que S´ırius B tinha uma temperatura superficial efetiva de 30000K e um raio aproximadamente igual a 0, 07R . Era,
portanto, uma estrela extremamente quente e densa, o primeiro exem- plo de an˜a branca com uma massa aproximadamente igual `a massa do Sol.
An˜as brancas irradiam aproximadamente como corpos negros. A pro- ximidade das massas medidas implica raios tamb´em similares.
Utilizando a rela¸c˜ao L = 4πR2σT4, esperamos uma localiza¸c˜ao destas estrelas em uma faixa estreita do diagrama HR (pois R ≈ const.).
An˜as brancas
Estudos no s´eculo passado indicavam que S´ırius A tinha uma compa- nheira “invis´ıvel”, que foi finalmente detectada. S´ırius B possui uma luminosidade de aproximadamente 0, 001 vezes a de S´ırius A.
Identificou-se tamb´em que S´ırius B tinha uma temperatura superficial efetiva de 30000K e um raio aproximadamente igual a 0, 07R . Era,
portanto, uma estrela extremamente quente e densa, o primeiro exem- plo de an˜a branca com uma massa aproximadamente igual `a massa do Sol.
An˜as brancas irradiam aproximadamente como corpos negros. A pro- ximidade das massas medidas implica raios tamb´em similares.
Utilizando a rela¸c˜ao L = 4πR2σT4, esperamos uma localiza¸c˜ao destas estrelas em uma faixa estreita do diagrama HR (pois R ≈ const.).
An˜as brancas
Figura:11. Diagrama HR com um conjunto de an˜as brancas bem medidas
An˜as brancas
A partir de argumentos evolutivos, acreditamos hoje que as an˜as bran- cas mais leves (M ≈ 0, 5M ) sejam compostas principalmente de h´elio,
enquanto aquelas mais massivas (M ≈ 1M ) sejam feitas de carbono
e oxigˆenio.
Devido `as altas press˜oes no centro, ´e bem poss´ıvel que as estrelas mais massivas cristalizem ao se esfriarem, constituindo, de fato, diamantes c´osmicos de dimens˜oes planet´arias.
A densidade estimada destes objetos ´e bastante grande, da ordem de 0, 01pc−3 e, portanto, podem ser encontradas em gal´axias em abundˆancia.
An˜as brancas
A partir de argumentos evolutivos, acreditamos hoje que as an˜as bran- cas mais leves (M ≈ 0, 5M ) sejam compostas principalmente de h´elio,
enquanto aquelas mais massivas (M ≈ 1M ) sejam feitas de carbono
e oxigˆenio.
Devido `as altas press˜oes no centro, ´e bem poss´ıvel que as estrelas mais massivas cristalizem ao se esfriarem, constituindo, de fato, diamantes c´osmicos de dimens˜oes planet´arias.
A densidade estimada destes objetos ´e bastante grande, da ordem de 0, 01pc−3 e, portanto, podem ser encontradas em gal´axias em abundˆancia.
An˜as brancas
A partir de argumentos evolutivos, acreditamos hoje que as an˜as bran- cas mais leves (M ≈ 0, 5M ) sejam compostas principalmente de h´elio,
enquanto aquelas mais massivas (M ≈ 1M ) sejam feitas de carbono
e oxigˆenio.
Devido `as altas press˜oes no centro, ´e bem poss´ıvel que as estrelas mais massivas cristalizem ao se esfriarem, constituindo, de fato, diamantes c´osmicos de dimens˜oes planet´arias.
A densidade estimada destes objetos ´e bastante grande, da ordem de 0, 01pc−3 e, portanto, podem ser encontradas em gal´axias em abundˆancia.