Evolução Estelar Aline Tiara Mota

Apresentação em tema: "Evolução Estelar Aline Tiara Mota"— Transcrição da apresentação:

1 Evolução Estelar Aline Tiara Mota
Tutora do Curso de Física EaD – Unifei

2 O que são as estrelas? Estrelas são esferas auto-gravitantes de gás, no interior da qual ocorre Fusão Nuclear, que transforma elementos mais leves em elementos mais pesados

3 Evolução Nuvem de Gás Anã Marrom Supernova/ Estrela de Neutrons
Buracos Negros Anã Marrom Supernova/ Estrela de Neutrons Anã Branca

4 As Anãs Marrons Por possuírem uma baixa massa (~0,08 Massas Solares ou de 13 e 75 Massas de Júpiter), as anãs marrons são objetos que não conseguiram se transformar em estrelas.

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6 Formação de uma Estrela

7 Início das reações de Fusão Nuclear
Gás Hidrogênio CONTRAÇÃO GRAVITACIOANAL Forma esférica Lei da Gravidade d m1 m2 G = 6, m3 kg-1 s-2 “Massa atrai Massa” Exemplo: a grande massa da Terra atrai outros objetos que têm massa em sua direção. Início das reações de Fusão Nuclear

8 Mas a nuvem se contrai para sempre?
Aumento da Temperatura H Colisão entre átomos de H Temperatura suficiente para Fusão Nuclear Pressão Térmica

9 Como estão os átomos no interior estelar?
Átomo excitado Np = Ne Nível Excitado Energia Nível Fundamental Átomo neutro Np = Ne Átomo ionizado (Íon) Np # Ne Elétron Livre Energia Prótons Neutrons Elétrons

10 Gás Plasma

11 Equilíbrio Hidrostático
Colisão entre átomos Aquecimento 10 milhões de graus: H sofre fusão nuclear Pressão Térmica = Contração Gravitacional Equilíbrio Hidrostático Nasce uma estrela!

12 Fusão do Hidrogênio g g p p p Pósitron Pósitron Neutrino Neutrino D D
He3 p D g Neutrino Pósitron p He3 g p He4

13 A estrela começa a queimar Hidrogênio no núcleo
Ela entrou na “Seqüência Principal”. Quando não houver mais Hidrogênio no núcleo a estrela saiu da “Seqüência Principal”. Fonte: Observatório Nacional 1, anos 6 segundos 106 anos

14 Um “Zoom” na queima do Hidrogênio
He H Hidrogênio queima na concha Energia liberada na contração do núcleo expande as camadas que esfriam Esgotamento do H no núcleo CONTRAÇÃO H He Fase Gigante Vermelha

15 Aldebaran – Gigante Vermelha

16 Quando o núcleo de Hélio atinge temperatura suficiente, inicia-se a queima do He.
Os produtos da queima do Hélio são o Carbono e o Oxigênio que vão sendo depositados no núcleo. Cada vez que a estrela esgota um combustível, o núcleo contrai e ocorre a ignição de um elemento mais pesado.

17 Estágio Final da Vida de uma Estrela

18 Tudo depende de sua massa!!!
Estrelas com massa de 10% a 40% da massa do Sol: Anã Branca He Átomos de Hélio esmagados no núcleo devido à alta densidade Conduz bem o calor e sofre poucas alterações em seu volume (matéria degenerada) Massa insuficiente para iniciar a queima do Hélio

19 Sírius A e Sírius B (Anã Branca)

20 Aumento da temperatura
Estrelas com massas iguais as do Sol: Núcleo Isotérmico + Concha com queima de H + envoltório de H He H CONTRAÇÃO Aumento da temperatura no núcleo que até então era isotérmico “Flash” do Hélio Liberação de Energia  Expansão do envoltório Ejeção das camadas externas Nebulosa Planetária Produtos: Carbono e Oxigênio

21 Nebulosa Olho de gato - NGC 6543

22 Ao mesmo tempo, o núcleo colapsa e se aquece, porém não atinge temperatura suficiente para queimar Carbono Anã Branca de Carbono

23 Contração Gravitacional suficiente para iniciar
Estrelas com 3 a 9 massas solares: Detonação do Carbono Contração Gravitacional suficiente para iniciar a queima do He antes que a matéria no núcleo se torne degenerada. Supernova

24 O que pode acontecer? Agora nada pode conter a “Contração”.
Estrelas com 30 massas solares: He H C He ... Aceleração da contração Fe Si Ao produzir o Ferro, qualquer reação nuclear absorve energia O que pode acontecer? Agora nada pode conter a “Contração”.

25 Esquema artístico de um Buraco Negro

26 Evolução Estelar depende da massa!

27 Diagrama HR

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31 Fim Obrigada!

32 Sol Massa do Sol = 1,98.105 kg Raio do Sol = 695 500 km
Densidade Média = 1409 kg/m3 Densidade Central = kg/m3 Luminosidade = 3, w Temperatura Efetiva = 5785 K Temperatura Central = K