A bertura do Setor de Astronomia - CDCC Observatório do CDCC USP - São Carlos A bertura do Setor de Astronomia - CDCC

Evolução Estelar Por Leonardo Pratavieira Déo

Supergigante Vermelha Nebulosa Protoestrela Estrela Planeta Anã Marrom Gigante Vermelha Explosão Nova Anã Branca Supergigante Vermelha Tópicos que serão abordados na palestra. Explosão Supernova Estrela de Nêutrons Buraco Negro

Unidade Astronômica (U.A.) = Massa do Sol: 1,989 x 1030 kg Terra Duas medidas que serão utilizadas com comparação de massa e tamanho. A massa do Sol e a distância entre a Terra e o Sol (Unidade Astronômica). Unidade Astronômica (U.A.) = 150.000.000 km

fusão nuclear formando elementos mais pesados. O que é uma estrela? É um corpo gasoso no interior do qual ocorrem reações de fusão nuclear formando elementos mais pesados. Definição de estrela

Fusão do hidrogênio g g p D Neutrino Pósitron p D He3 Neutrino Representação de maneira simplificada da fusão próton-próton (p-p). Inicialmente dois prótons se fundem dando origem a um deutério, liberando um pósitron e um neutrino. Em seguida o deutério de funde com outro próton dando origem a um He3 e liberando radiação gama. Dois He3 provenientes de duas fusões nucleares análogas à descrita a cima se fundem dando origem a um He4, liberando dois prótons. p He4

Nascimento de estrelas Gás Nebulosa Protoestrela Estrelas Início das reações de Fusão Nuclear Nasceu a estrela ! Seqüência referente a formação estelar, a partir de uma nebulosa (nuvem de gás), formando uma protoestrela (compactação da nuvem) devido a instabilidade gravitacional. Este corpo já possui um certo formato esférico. A estrela nasce quando começam ocorrer fusões nucleares em seu núcleo, ou seja, a compactação da matéria no núcleo faz com que o número de colisões entre os átomos de hidrogênio seja muito intenso, aumentando assim a temperatura, proporcionando a fusão do hidrogênio em hélio.

Instabilidade gravitacional Modelo de como os átomos de hidrogênio presentes na nebulosa se juntam devido a instabilidade gravitacional, dando origem a formação das estrelas.

Instabilidade gravitacional Modelo de como os átomos de hidrogênio presentes na nebulosa se juntam devido a instabilidade gravitacional, dando origem a formação das estrelas.

Instabilidade gravitacional Modelo de como os átomos de hidrogênio presentes na nebulosa se juntam devido a instabilidade gravitacional, dando origem a formação das estrelas.

Instabilidade gravitacional Modelo de como os átomos de hidrogênio presentes na nebulosa se juntam devido a instabilidade gravitacional, dando origem a formação das estrelas.

Instabilidade gravitacional Modelo de como os átomos de hidrogênio presentes na nebulosa se juntam devido a instabilidade gravitacional, dando origem a formação das estrelas.

Contração gravitacional de uma nebulosa Lei da atração gravitacional m m’ Gás Hidrogênio d F F F = G m m’ / d2 A contração gravitacional de uma nebulosa é explicada pela “Lei da atração gravitacional” estabelecida por Isaac Newton. A nebulosa se contrai até atingir a forma geométrica de menor energia que é o formato esférico (estrela). A forma geométrica de menor energia é a esfera.

Nebulosa na constelação de Águia Nebulosa na constelação de Águia. Exemplo de Nebulosa visível com auxílio de telescópios, no interior da qual ocorrem a formação de estrelas.

Nebulosa Trífida ( Sagitário ) Nebulosa de Trífida na constelação de sagitário. Exemplo de Nebulosa visível com auxílio de telescópios, no interior da qual ocorrem a formação de estrelas.

Plêiades Estrelas Jovens Nebulosa de Plêiades na constelação de touro. Exemplo de Nebulosa visível com auxílio de telescópios, no interior da qual ocorrem a formação de estrelas. As estrelas de Plêiades são jovens (menos de 2 bilhões de anos), pois não são detectados elementos mais pesados que o hélio em seu interior, e também por serem muitos mais massivas do que o Sol, e portanto são estrelas de vida curta comparadas à estrelas parecidas com o Sol (10 bilhões de anos).

Protoestrela Tsuperf ~ 1 000 ºC R = 500 U.A. (10 x Rórbplutão) 1Ms < M < 60 Ms Depois de ~100 000 anos da formação da nebulosa Após 10 mil anos da formação da nebulosa, esta começa a se contrair. Após 100 mil anos da formação da nebulosa ocorre a formação do disco protoestrelar. Após 10 milhões de anos da formação da nebulosa começa ocorrer a condensação dos planetas. Após 1 bilhão de anos da formação da nebulosa começa as fusões nucleares no núcleo da estrela e esta entra na seqüência principal.

Diagrama de Hertzsprung - Russell O diagrama de Hertzsprung – Russell consiste em um gráfico de luminosidade pela temperatura das estrelas. As estrelas que se encontram na curva central do gráfico, estão em suas respectivas seqüências principais, ou seja, estão ocorrendo fusões nucleares envolvendo o hidrogênio. Nas supergigantes vermelhas e gigantes vermelhas (acima da curva principal) e também anãs brancas (abaixo da curva principal) esgotou-se o hidrogênio do núcleo, por isso estão fora da seqüência principal.

Pressões atuantes numa estrela Partícula Expansão térmica Vai... Contração gravitacional Vem... A pressão gravitacional “puxa” as partículas mais externas de gás em direção ao núcleo da estrela, já a pressão térmica “empurra” as partículas mais externas de gás para fora da estrela.

(Des)equilíbrio Estático PT < PG Contração PT = PG Equlíbrio PT > PG Expansão Quando a estrela está em equilíbrio estático, a pressão térmica é igual a pressão gravitacional, porém quando a pressão térmica é menor que a pressão gravitacional a estrela contrai, em contrapartida quando a térmica é maior que a pressão gravitacional a estrela expande. PT = Pressão Térmica PG = Pressão Gravitacional

E se a estrela não nascer? Se a massa for menor do que 1% Ms, nunca atinge 10 000 000 ºC planetas reflete luz Se 1% Ms < Massa < 8% Ms Anã marrom Aquecida por energia gravitacional Emite no infra-vermelho Contínuo e lento encolhimento Gliese 229B Se a massa contraída na nebulosa não for suficiente para gerar as reações nucleares, a estrela não “nasce”, ou seja outros corpos menos massivos de formato esférico são formados, como por exemplo planetas (massa inferiores a 1% da massa solar), não emite energia e simplesmente reflete luz. É possível também que anã marrons sejam formadas (massa entre 1% e 8% da massa solar), emite no infra vermelho.

Morte de estrelas Buraco Negro Supernova ou Estrela de Nêutrons Anã Branca Após terminar a fusão nuclear de todo a hidrogênio existente no núcleo, o núcleo da estrela pode originar uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, dependendo de sua massa inicial.

SupergiganteVermelha Morte de uma estrela Remanes. Supernova Gigante Vermelha Buraco Negro Estrela Nêutron Estrelas Anã Branca Nebulosa Planetária SupergiganteVermelha Explosão Nova Explosão Supernova Se 0,08Ms < Massa < 4Ms Se Massa > 4Ms Se a massa inicial da estrela estiver entre 0,08 e 4 massas solares, a estrela dará origem a uma gigante vermelha, que origina-ra uma explosão nova, sobrando no centro uma anã branca com a nebulosa planetária ao redor. Se a massa inicial da estrela for maior que 4 massas solares, a estrela dará origem a uma supergigante vermelha, que origina-ra uma explosão supernova, sobrando no centro uma estrela de nêutron ou um buraco negro com os remanescentes da explosão supernova ao redor, análogo a nebulosa planetária.

Estrela com 0,08Ms < Massa < 4Ms T = 5 800 º C R ~ 70 000 km M ~ 300 000 Mterra Fusão de H durante 10 bilhões de anos Estrelas com características parecidas com as do Sol darão origem a uma anã branca.

Acaba o H no núcleo ( Contgrav > Expterm  contração O núcleo de He se contrai até queimar o He em carbono – AQUECIMENTO Aquecimento leva à fusão do H em uma camada ao redor do núcleo, a liberação de energia empurra as camadas mais externas de H, que expandem e esfriam (vermelho) Estrela... H He …  He H  H He Inicia a expansão Inicialmente temos uma estrela transformando hidrogênio em hélio em seu núcleo. Quando esgota-se o hidrogênio a pressão gravitacional passa a ser maior que a pressão térmica, fazendo com que o núcleo de hélio se contraia. Devido a contração do núcleo, as interações entre as átomos de hélio aumenta, aumentando também a temperatura até chegar a 100 milhões de graus, sendo está temperatura suficiente para fundir hélio em carbono. O aquecimento faz com que a camada de hidrogênio ao redor do núcleo se funda, e libera energia que empurra as camadas mais externar de hidrogênio e hélio, que expandem e esfriam.

“Explosão” Nova O centro de uma estrela de pouca massa nunca se torna quente o suficiente para queimar carbono As camadas mais externas expelidas na queima do hidrogênio ao redor do núcleo de hélio, continuam expandindo e, por inércia, escapam, tornando-se uma nebulosa planetária. O núcleo continua colapsando, esfriando lentamente. (queima resto H na superfície - aquece - branca) Nebulosa Planetária Gigante vermelha As camadas de gases “escapam” do redor do núcleo por inércia dando origem a nebulosa planetária. Quando o núcleo terminar de fundir hélio em carbono, o que restar do núcleo irá esfriar lentamente, dando origem a anã branca. He He He H H H H H H He

Nebulosa Planetária e Anã Branca Exs.: Helix e Nebulosa do Anel em Lyra Tanã ~ 200 000 º C Ranã ~ RTerra Ma < 1,4 Ms Mn ~ 0,2 Ms Depois de 10 000 anos da formação da Gigante Vermelha O brilho se perde em questão de meses Vel. Expansão = 20 km/s Rn ~ 20 000 U.A. Tn ~ 10 000 ºC Alguns dados físicos de uma anã branca. Animação de como ocorre o fenômeno da explosão nova. Tamanho comparativo entre uma anã branca e a Terra.

Por que a Supergigante Vermelha se forma? Semelhante à Gigante Vemelha (diferença: massa > 4Ms) continua a contração ao redor do He, que está se fundindo em C (100 000 000 ºC) - AQUECIMENTO Aquecimento leva à fusão do He ao redor do núcleo de carbono, e a energia liberada empurra as camadas mais externas de H e He, que expandem e esfriam (vermelho) Estrela... H He …  He H  Inicia a expansão He C H He A supergigante vermelha se forma a partir de estrelas com massas superiores a 4 massas solares. Devido as interações dos átomos de carbono do núcleo, que se formaram de maneira análoga ao núcleo de carbono na anã branca, a temperatura é elevada para valores maiores que 100 milhões de graus, fundindo o carbono em elementos mais pesados, podendo chegar até o Ferro.

Constelação de Órion, na qual sua estrela alfa (Betelgeuse) é um exemplo de Supergigante Vermelho.

Por que a estrela de nêutrons se forma? 4Ms < Massa Estrela < 8Ms Contração núcleo em torno do Fe que não funde Pressão gravitacional >> Pressão térmica Prótons e elétrons se fundem formando nêutrons Rotação extremamente rápida Surge intenso campo magnético Se eixo magnético  eixo rotação: PULSARES Nêutrons Elétrons Prótons Estrela de Nêutron consiste do que sobrou do núcleo de uma estrela com massa entre 4 massas solares e 8 massas solares. A interação entre as partículas é tão grande que um elétron funde-se com um próton dando origem a um nêutron. He C... Fe 

Estrela de Nêutrons Tsup = 50 000º C R < 20 km 1,4 Ms < Mest.nêutron < 3 Ms dens ~1014 g/cm3 Período pulso ~ 1seg As estrelas de nêutrons possuem um intenso campo magnético. Muitas vezes os eixos dos campos magnéticos estão em uma orientação diferente do eixo de rotação da estrela de nêutron, fazendo com que pareça que a estrela está “pulsando”, como mostra a animação.

Imagem de um “pulsar” de uma estrela de nêutron do telescópio espacial Hubble.

Anã Branca x Estrela de Nêutrons Uma colher de chá = 1 tonelada!!! Devido a densidade em uma anã branca e em uma estrela de nêutron ser muito grande, uma colher de chá que aqui na Terra pesa alguns gramas, nesses dois astros pesaria 1 tonelada e 1 bilhão de toneladas respectivamente. Estrela de Nêutrons: Uma colher de chá = 1 bilhão de toneladas!!!!!

Buraco negro Indícios de sua existência Fontes de raios-X (alta energia) Movimento anômalo de estrelas Nem a luz escapa! Essa região de alta densidade se tornou uma singularidade onde todas as leis conhecidas da física são quebradas Não é possível visualizar um buraco negro, porém há indícios de sua existência tais como: Locais no espaço que emitem raios-X e estrelas que orbitam alguma coisa não visível. Devido a densidade no buraco negro ser muito grande, a aceleração da gravidade tende ao infinito, fazendo com que a velocidade de escape em sua superfície seja maior que a velocidade da luz, ou seja, regiões próxima ao buraco negro se tornaram uma singularidade onde todas as leis da física são quebradas.

Por que um buraco negro se forma? Massa Estrela > 9 Msol Contração contínua Deve ocorrer um colapso gravitacional O buraco negro nada mais é do que sobrou do núcleo de uma estrela com massa maior que 9 massas solares. No centro das galáxias por exemplo existem buracos negros. R ~ 3 km Mfinal > 3 Ms densidade muito grande

Sol 1 400 000Km Anã Branca 15000Km Estrela de Nêutrons 20Km Ilustração comparativa de tamanhos entre o Sol, uma anã branca, uma estrela de nêutron e um buraco negro. Estrela de Nêutrons 20Km Buraco negro 15Km

Comparação de tamanho – Gigante Vermelha - Sol Comparação de tamanho de Aldebaran, que é uma gigante vermelha na constelação de Touro com o Sol.

Comparação de tamanho – Gigante Vermelha – Supergigante Vermelha Comparação de tamanho entre Betelgeuse, Antares (Supergigantes vermelhas), presentes nas constelações de Órion e Escorpião respectivamente e Aldebaran (Gigante Vermelha), presente na constelação de Touro.

Resumindo... Nuvem de gás onde nascem as estrelas Nebulosa Protoestrela Estágio antes de começarem as fusões nucleares Estrela Início das reações nucleares Resumo com as principais características de cada astro apresentado inicialmente no slide 4. Planeta Massa menor do que 1% Ms Anã Marrom Massa entre 1% Ms e 8% Ms

Temperatura do núcleo - 100 000 000 Gigante Vermelha Massa entre 0,08Ms e 4Ms Funde He em C Temperatura do núcleo - 100 000 000 Explosão Nova Expansão dos gases da Gigante Vermelha Resumo com as principais características de cada astro apresentado inicialmente no slide 4. Anã Branca Resto do núcleo da Gigante Vermelha

Expansão dos gases da Supergigante Vermelha Massa maior que 4Ms Funde C em elementos mais pesados até o Fe Temperatura do núcleo > 100 000 000 Explosão Supernova Expansão dos gases da Supergigante Vermelha Resumo com as principais características de cada astro apresentado inicialmente no slide 4.

Estrela de Nêutrons Resto do núcleo da Supergigante Vermelha para massas estrelares entre 4Ms e 8Ms Buraco Negro Resto do núcleo da Supergigante Vermelha para massas estrelares maiores que 8Ms Resumo com as principais características de cada astro apresentado inicialmente no slide 4.

FIM

Referências http://hubblesite.org/ http://austrinus.com/ http://astro.if.ufrgs.br/ http://www.cdcc.sc.usp.br/cda/ Dicionário Enciclopédico de Astronomia e Astronáutica – Ronaldo Rogério de Freitas Introdução a Astronomia e Astrofísica – Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais Autores Prof. Dr. Roberto Boczko (IAG-USP) Prof. Valter Luiíz Líbero (IFSC e Setor de Astronomia do CDCC) Jorge Hönel (Setor de Astronomia do CDCC)   Colaboradores Caio B. G Carvalho (Monitor do Setor de Astronomia do CDCC) Diego Pires A. Gonçalves (Monitor do Setor de Astronomia do CDCC) Marcelo Ferreira da Silva