Estrelas – Parte I
Victoria Rodrigues
victoria_souzarodrigues@hotmail.com 10/05/14
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
Sumário
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.”
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.
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.
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
.
http://apod.nasa.gov/apod/ap140306.html 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).
Pressão Interna Gravitação Gravitação Gravitação GravitaçãoPontos 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).
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);
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
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
F
g> F
pressão=> ocorre o colapso.
O processo de contração, em geral, está associado a
perturbações externas
:
- Supernovas (explosões)
- Colisões entre nuvens
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.
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
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
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.
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 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 evolução de uma estrela como o Sol
O núcleo vai
se
contraindo
O envelope
vai se
expandindo
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
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).
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
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
• 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
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.
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
Nebulosas Planetárias
Núcleo
Nebulosas Planetárias
Nebulosas Planetárias
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.
