nascimento, vida e morte das estrelas · regiões de formação estelar recente ... gráfico? • o...
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Nascimento, vida e morte das estrelas
Alan Alves BritoProfessor Adjunto
Andery, M. et al. Para compreender a ciência: uma perspectiva histórica. 16a edição. Rio de Janeiro: Garamond, 2012.
Bennett, J., Donahue, M., Schneider, N., & Voit, M. The Essential Cosmic Perspective. Sixth Edition.
Kepler, S.O., Oliveira Saraiva, M. F. Astronomia e Astrofísica, 2014 e a Versão eletrônica do livro
Referências
Angelo Stefanovits, Ser protagonista: Física 1o e 3o anos, 2a edição, São Paulo, Edições SM, 2013.
Luiz Carlos de Menezes et al., Quanta Física, 2o ano, 2a edição, São Paulo, Pearson Education do Brasil, 2013.
Brasil, Parâmetros Curriculares Nacionais: Enisnos Fundamental e Médio. 2002
Referências
Filmes e atividades práticas
Referências
O que é uma estrela?
Manchas brancas na nuvem escura: regiões de formação estelar recente
A nuvem é escura onde a luz é bloqueada pelos grãos de poeira
Uma nuvem de gás, feita principalmente de H e He
O núcleo é tão quente e denso que fusão nuclear pode ocorrer (de onde vem a energia que faz com que a estrela brilhe)
A fusão converte elementos leves em elementos mais pesados (isso é o que produz os elementos mais importantes do corpo humano)
Luminosidade:
Brilho da estrela; a quantidade de energia produzida no centro da estrela
Cor:
Temperatura superficial da estrela
Rigel
Medimos a luminosidade de um objeto do dia a dia em Watts.
Quão brilhante é uma lâmpada?
10-20W
Por comparação, o que emana do Sol:
380,000,000,000,000,000,000,000,000 Watts
ou 3.8 x 1026 Watts
Nós medimos a luminosidade de outras estrelas tendo o Sol como referência
Unidades de Luninosidade
- A temperatura eh medida em Kelvin.
- A escala de temperatura Kelvin e a mesma escala Celsius mas começa de -273o.
0 K (ou -273oC) e conhecido como “zero absoluto”
-273 oC
-173 oC
0 oC 100 oC
0 K 100 K
273 K
373 K
1000 oC
1273 K
Kelvin = Celsius + 273
Unidades de Temperatura
A cor indica a temperatura.
Estrelas vermelhas são frias; as estrelas azuis são quentes.
O Sol é amarelo, com temperatura de 5800 K.
Betelgeuse é uma supergigante vermelha, com T = 3000 K
Rigel é uma supergigante zaul, com T = 12000K
Medindo a Temperatura
É um corpo gasosono interior do qualocorrem reações defusão nuclear formandoelementos mais pesados
Plasma confinado gravitacionalmente que emite radiação devido a reações termonucleares no seu interior
O que é uma estrela?
Estrela normal, típica. Pode ser estudada em detalhes.
A atmosfera solar é o que vemos. A cor amarela: temperatura Composição: H (75%), He (23%), e os metais
(2%)
O Sol
Atmosfera
Zona convectiva
Zona radiativa
Núcleo
A energía em forma de luz (fótons) é produzida no núcleo.
A energia é transportada para a superfície atravessando as camadas radiativa e convectiva, para finalmente escapar através da atmosfera solar.
Estrutura Interna do Sol
Aglomerados Estelares
Aglomerados Globulares
estrelas velhas
Aglomerados Abertos
estrelas jovens
Reações Nucleares
fusãofissão
Reações Nucleares
41H 14He
+ Energia
Número de partículas é o mesmo Massa de H > massa de He
Cadeia P-P
(a) Passo 1:
• Dois prótons (1H) colidem• 1 próton se transforma em um
neutron (azul), num neutrino e em um pósitron
• Próton e neutron forma um isótopo (2H)
• O pósitron encontra o elétron, aniquilando ambas as partículas e os convertendo em fótons de raios gama.
(b) Passo 2:
•O núcleo 2H do passo 1 colide com o 3o próton• Um isótopo de He (3He) é formado e outro fóton gama é lançado
(c) Passo 3:
•Dois núcleos 3He colidem•4He é formado e dois prótons são liberados
PT < PG
Contração
PT = PG
Equilíbrio
PT > PG
Expansão
PT = Pressão Térmica PG = Pressão Gravitacional
Des(equilíbrio)
Lu
min
osid
ad
e
(rela
tiva
ao S
ol)
1
100
10,000
0.01
0.0001
Temperatura (Kelvin)25,00
010,00
07,000 5,000 3,000
Desenhemos os eixos:• Luminosidade no eixo vertical (medida relativamente ao Sol)• Temperatura ao longo do eixo horizontal (medido em Kelvin)
Onde você colocaria o Sol no gráfico?• O Sol tem L = 1 relativo a ele mesmo e T = 5800 K
As estrelas Vega e Sirius são mais brilhantes e mais quentes que o Sol. Onde você as colocaria?
Algumas estrelas sao muito mais frias e menos luminosas, tais como a estrela mais próxima ao sol, Proxima Centauri. Onde você a colocaria?
Estas estrelas são as anãs vermelhas.
Sol
Sirius
Vega
Proxima Centauri
De fato, muitas estrelas podem ser encontradas em qualquer lugar ao longo desse gráfico .
Essa região é denominada SP.
Sequência Principal
1
100
10,000
0.01
0.0001
25,000
10,000
7,000 5,000 3,000
Sol
Sirius
Vega
Proxima Centauri
Sequência Principal
Rigel
Betelgeuse
Deneb
Arcturus
Aldebaran
Sirius B
Mas nem todas as estrelas sedistribuem ao longo da SP.Algumas, como Arcturus e Aldebaran, são muito mais brilhantes e frias que o Sol. Onde você as colocaria no diagrama no diagrama?
Estas são as gigantes vermelhas.
A estrela mais brilhante Betelgeuse é ainda mais luminosa que Aldebaran, mas é superficialmente mais fria
São supergigantes vermelhas.
Ainda mais brilhante que Betelgeuse são as estrelas como Deneb e Rigel, as quais são muito mais quentes.
São supergigantes azuis.
Algumas das estrelas mais quentes são, de fato, muito mais fracas que o Sol. Onde elas poderiam estar?
Estas são as anãs brancas como Sirius B.
Lu
min
osid
ad
e
(rela
tiva
ao S
ol)
Temperatura (Kelvin)
1
100
10,000
0.01
0.0001
25,000
10,000
7,000 5,000 3,000
Sequência Principal
Gigantes
Supergigantes
Anãs brancas
Quase todas as estrelas que vemos estão em um desses grupos mas elas trocam de grupo durante suas vidashange groups during their lives. À medida que evoluem, mudam em L e T
Isso faz com que elas mudem de posição no diagrama HR
Sol
Sirius
Vega
Proxima Centauri
Betelgeuse
Arcturus
RigelDeneb
Sirius B
Lu
min
osid
ad
e
(rela
tiva
ao S
ol)
Temperatura (Kelvin)
1
100
10,000
0.01
0.0001
25,000
10,000
7,000 5,000 3,000
Sol
O Sol tem estado na SP por bilhões de anos e permanecerá por mais alguns bilhões de anos
Eventualmente evoluirá para uma gigante, mais fria. L
um
inosid
ad
e
(rela
tiva
ao S
ol)
Temperatura (Kelvin)
1
100
10,000
0.01
0.0001
25,000
10,000
7,000 5,000 3,000
Sol
Gigante vermelha nesse ponto...
Torna-se mais quente e um pouco mais brilhante.
Lu
min
osid
ad
e
(rela
tiva
ao S
ol)
Temperatura (Kelvin)
1
100
10,000
0.01
0.0001
25,000
10,000
7,000 5,000 3,000
Sol
A fusão nuclear cessa
O Sol torna-se uma anã branca, muito menos luminosa, mas com T superficial mais quente
Lu
min
osid
ad
e
(rela
tiva
ao S
ol)
Temperatura (Kelvin)
http://hubblesite.org/gallery/wallpaper/pr2009025q/
MS
MS
MS
MS
MS
SGB
MS
SGB
RGB
MS
SGB
RGB
MS
SGB
RGB
MS
SGB
RGBHB
MS
SGB
RGBHB
MS
SGB
RGBHB
MS
SGB
RGBHB
WD
Ciclo de vida das estrelas
Ciclo de vida das estrelas: do nascimento até a morte (MASSA)
baixa massa:estrela (< 8 Msol)
alta massa:estrela (> 8 Msol)
3. Gigante Vermelha
2. Sequência Principal
4. Nebulosa Planetária
4. Anã Branca
Ciclo de vida das estrelas de baixa massa
baixa massa:estrela (< 8 Msol)
1. Nuvem Molecular
Tabela Periódica: Tabela Periódica: Estrelas de Baixa MassaEstrelas de Baixa Massa
Ferro (bilhões de anos)
Supernova Tipo Ia: sistema binário
1. Nuvem Molecular
3. SuperGiganteVermelha2. Sequência
Principal
4. Supernova
6. Buraco Negro
5. Estrela de Nêutron
alta massaestrela (> 8Msol)
Ciclo de vida das estrelas de alta massa
Ciclo CNO: elementos da vida
raio gama
Processo Triplo-Alfa
fusão do Silício
fusão do Magnésio
fusão do Neônio
fusão do Oxigênio
núcleo inerte de ferro
fusão do Carbono
fusão do Hélio
fusão do Hidrogênio
nenhuma fusão do Hidrogênio
Diâmetro: 1.6 bilhão de km
Evolução de uma estrela de 25MEvolução de uma estrela de 25Msolsol
Source: Sky & Telescope, March 2008, 26
Fe: nem fusão e nem fissão : mais baixa massa
por partícula nuclear: estrela vai explodir
En
erg
ia li
be
rad
a p
or
fus
ão
hidrogênio
hélio
carbono
oxigênio
urânio
chumbo
ferro
ma
ssa
po
r p
art
ícu
la n
uc
lea
r
Massa atômica (prótons+neutrôns)
Energia liberada por fissão
Tabela Periódica: Tabela Periódica: Estrelas de Alta MassaEstrelas de Alta Massa
Explosão de Supernova 1987AExplosão de Supernova 1987A
Grande Nuvem de Magalhães @ 150 mil anos-luzGrande Nuvem de Magalhães @ 150 mil anos-luz
Oxigênio (milhões de anos)
Supernova Tipo II:
Remanescente de SupernovaRemanescente de Supernova
Formação de NêutronsFormação de Nêutrons
Formação de Elementos PesadosFormação de Elementos Pesados
neutron
alvo
captura de
neutron
partícula
decaimento
radioativo
radiaçãogamma
decaimento radioativo
gamma
núcleo criado
56Fe + n : 57Fe: 58Fe: 59Fe : decaimento beta : 59Co ou 60Ni e etc
decaimento beta: elétron (-) ou pósitron (+) emitido do núcleo atômico
Tabela Periódica: Tabela Periódica: Estrelas de Alta MassaEstrelas de Alta Massa
Tabela Periódica: Tabela Periódica: HOJEHOJE
hidrogênio
lítio
ferro (26)
hélio
carbono (6)
oxigênio (8) ()neônio (10)
berílio
boro
nitrogênio
níquel
magnésio (12)silício (14)enxofre (16)
argônio (18)cálcio (20)
abu
nd
ân
cia
rela
tiv
a (
áto
mo
s p
or
áto
mo
de
H)
número atômico (número de prótons)
Elementos de Z “par” fundidos pelo He são comuns; elementos de Z ímpar tem menor energia de ligação
Elementos mais pesados que o Fe são raros porque energia é necessária para fundí-los
Formação do Sistema SolarFormação do Sistema Solar
1. Nuvem original: grande e difusa; rotação lenta.
A nuvem começa a colapsar
2. Devido à conservação de
energia, a nuvem esquenta à media
que colapsa.
Devido à conservação de
momento angular, a nuvem gira cada vez mais rápido com a
contração
3. Colisões entre as
partículas achatam a
nuvem em um disco
4. Resultado: disco
achatado em rotação com
massa concentrada no centro e
com temperaturas mais altas no
centro
Ciclo de vida das estrelas
Somos poeira estelar.
Somos filhos das estrelas.
https://www.youtube.com/watch?v=f4WR73u0Dyc
https://www.youtube.com/watch?v=wIEhSIt1oEI
Rock Star
Muito Obrigado!
Bennett, J., Donahue, M., Schneider, N., & Voit, M. The Essential Cosmic Perspective. Sixth Edition.
Andery, M. et al. Para compreender a ciência: uma perspectiva histórica. 16a edição. Rio de Janeiro: Garamond, 2012.
Kepler, S.O., Oliveira Saraiva, M. F. Astronomia e Astrofísica. Versão eletrônica do livro em pdf, 2013.
Referências
Vida
Fonte de nutrientes (átomos e moléculas)
Energia (luz do Sol, reações químicas, ou o calor da Terra)
Água no estado líquido
Seis propriedades dos seres vivos
Ordem celular (átomos e moléculas) Reprodução Desenvolvimento (hereditariedade) Utilização de energia Resposta ao ambiente Adaptação evolutiva