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Tópicos Especiais em Física
Vídeo-aula 5: astrofísica estelar09/07/2011
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� Propriedades fundamentais das estrelas
� Formação estelar
� Evolução estelar� Evolução estelar
� Estágios finais das estrelas
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� Estrelas: o que são?
� Enormes esferas em cujo interior ocorrem processos de fusão nuclear com intensa liberação processos de fusão nuclear com intensa liberação de energia
� Energia é liberada na forma de radiação (incluindo luz)
� Composição química variada, principalmente hidrogênio e hélio.
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� Análise da emissão luminosa
� Fotometria (radiação captada pelo equipamento em faixa de comprimentos de onda)em faixa de comprimentos de onda)
� Espectroscopia (distribuição da radiação captada em função do comprimento de onda)
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� Fotometria
� Integrada (luz proveniente de qualquer ponto do objeto observado)objeto observado)
� Distribuição de brilho (luz proveniente de cada ponto do objeto)
� “Quantidade” de luz captada expressa em magnitudes
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� Magnitude aparente:
� Quanto menor a magnitude, mais brilhante é a estrelaestrela
� Se a estrela A for 10 vezes mais brilhante que a estrela B, então
� A magnitude aparente de referência é a magnitude da estrela Vega
�� = �� + 2,5
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� Magnitude absoluta:
� Magnitude aparente da estrela se estivesse a uma distância de 10 pcdistância de 10 pc
= � + 5 − 5 log �
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� Banda fotométrica
� Intervalo de comprimento de onda que corresponde a um filtro físicocorresponde a um filtro físico
� Sistema fotométrico: conjunto de bandas fotométricas que cobrem diferentes intervalos de comprimento de onda
� Ex. sistema UBV: MU, MB, MV
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� Índice de cor
� Diferença entre duas magnitudes
� − � = �� − ��
� Luminosidade
� Magnitude absoluta expressa em escala linear
� Luminosidade bolométrica: luminosidade total em todas as frequências
� − � = �� − ��
�
�′= 10−0,4(−
′ )
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� Espectroscopia
� Coleta de espectro da radiação emitida
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� Classificação das estrelas
� Tipos espectrais: padrões de distribuição de radiação e de linhasradiação e de linhas
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Tipo espectral Temperatura (K) Coloração Exemplo
O 25000-50000 Azul Alnitak
B 11000-25000 Azulada Rigel
A 7500-11000 Branca Sirius
F 6000-7500 Branco-amarelado Canopus
G 5000-6000 Amarelo Sol
K 3500-5000 Laranja Arcturus
M 2700-3500 Vermelha Antares
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� Classes de luminosidade
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� Classes de luminosidade
Classe de luminosidade Tipo de estrela
I-II Supergigantes
III Gigantes
V Sequência principal
VII Anãs brancas
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� Fonte de energia estelar
� Fusão nuclear
� Pressão de radiação mantém a estabilidade da � Pressão de radiação mantém a estabilidade da estrela
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� Reações nucleares
� Estrelas semelhantes ao Sol: ciclo próton-próton
H1 + H1 → H2 + �+ + �
H2 + H1 → He3 + �
He3 + He3 → He4 + H1 + H1
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� Reações nucleares
� Estrelas com mais de 1,5 massas solares: ciclo CNO
C12 + H1 → N13 + � C12 + H1 → N13 + �
N13 → C13 + �+ + �
C13 + H1 → N14 + �
N14 + H1 → O15 + �
O15 → N15 + �+ + �
N15 + H1 → C12 + He4
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� Reações nucleares
� Estrelas entre 0,6 e 10 massas solares: triplo α
He4 + He4 → Be8 + �
Be8 + He4 → C12 + �
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� Nuvens moleculares:
� H, He, outros elementos
� Densidades da ordem de� Densidades da ordem dedezenas de partículas porcm3
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� Colapso gravitacional:
� Fragmentação
� Picos de densidade: � Picos de densidade: proto-estrelas
� Aumento de massa nocolapso: início da fusãonuclear e formação deestrela
� Sequência principal
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� Sequência principal:
� Primeira fase da vida de uma estrela (90% da vida)Tipo espectral Massa (em massas Raio (em raios Tempo na sequência
solares) solares) principal (anos)
O > 15 > 6 < 107
B 3 – 15 2,5 – 6 1x107 – 2x108
A 1,5 – 3 1,5 – 2,5 2x108 – 2x109
F 1 – 1,5 1 – 1,4 2x109 – 2x1010
G 0,75 – 1 0,8 – 1 1x1010 – 3x1010
K 0,5 – 0,75 0,6 – 0,8 3x1010 – 2x1011
M 0,1 – 0,5 0,2 – 0,6 2x1011 – 2x1012
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� Estrelas M até K
� Convecção em todo seu volume
� Renovação do H nuclear� Renovação do H nuclear
� Massa insuficiente para reações triplo alfa: fim das reações nucleares e “morte” da estrela
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� Estrelas G até O
� Abundância de He nuclear: colapso, aumento da temperatura central, expansão das camadas temperatura central, expansão das camadas externas
� Massa suficiente para reações triplo alfa: saída da sequência principal
� Estrelas gigantes (até 10 massas solares) e supergigantes
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� Estrelas gigantes e supergigantes
� Diversas camadas nas quais diferentes reações nucleares ocorremnucleares ocorrem
� Gigantes: fusão do silício em ferro é a última reação possível, seguido de “morte” da estrela
� Supergigantes: fusão do ferro. Reação endotérmica : colapso do núcleo
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� Estrelas até 10 massas solares
� Fim das reaçõesnucleares seguidode colapso do núcleode colapso do núcleoe ejeção das camadas externas
� Formação denebulosa planetária
� Anã branca
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� Estrelas acima de 10 massas solares
� Fusão do ferro drena energiado núcleo e produz colapsomuito rápido
� Ejeção brusca das camadasexternas: supernova
� Até 15 massas solares:remanescente é estrela denêutrons
� Acima de 15 massas solares:remanescente é buraco negro
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� Propriedades fundamentais
� Tipos espectrais, classes de luminosidade
� Formação das estrelas� Formação das estrelas
� Evolução estelar
� Estágios finais das estrelas
� Anãs vermelhas, anãs brancas, estrelas de nêutrons, buracos negros