Cesar H. Siqueira Mello Jr.

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1 Cesar H. Siqueira Mello Jr.
A Vida das Estrelas Cesar H. Siqueira Mello Jr.

2 Introdução A energia das estrelas é produzida em reações nucleares;
Tais processos se iniciam e são mantidos pela contração gravitacional; Estrelas nascem, vivem e morrem.

3 Introdução Nascimento a partir do meio interestelar;
Chegada e permanência na seqüência principal; Estágios finais de evolução; Origem dos elementos químicos.

4 O nascimento Uma nuvem gasosa se torna instável gravitacionalmente;
Isso ocorre quando sua energia gravitacional é maior que a energia térmica dos átomos e moléculas do gás; Essa condição é chamada de critério de Jeans:

5 O nascimento A contração aumenta a densidade central;
Inicialmente, a temperatura permanece a mesma devido emissão da energia térmica na forma de radiação; Assim, porções menores da massa de gás continuam satisfazendo o critério de Jeans; Tais regiões colapsam independentemente, cada uma delas levando a formação de uma estrela individual;

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7 O nascimento A medida que o gás se torna denso, sua opacidade aumenta;
Pelo teorema do Virial, metade na energia gravitacional aquece o gás, enquanto a outra metade é liberada como radiação; Devido o gradiente de temperatura, a energia flui do centro para a superfície; Essa etapa demora de 30 a 100 anos; A estrela se torna visível.

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9 Chegada na seqüência principal
Seu interior encolhe com uma taxa governada pela radiação emitida pela superfície  Estágio de Kelvin-Helmholtz; Sua temperatura aumenta, e sua posição no diagrama HR varia quase que horizontalmente; Essa etapa demora de 107 a 108 anos.

10 Linhas de Hayashi Tempos menores Tempos maiores

11 Aglomerados Estrelas não nascem sozinhas, mas sim associadas;
Dessa forma nascem os aglomerados; Nuvens menores não podem formar estrelas espontaneamente; Tais nuvens precisam de influência externa que adicione a pressão extra necessária para que o colapso ocorra.

12 Durante a seqüência principal
Quando a temperatura central chegar a K, as reações termonucleares se iniciam; Ocorre a fusão do 1H em 4He, que libera uma energia muito maior que aquela liberada pela contração gravitacional; A contração é temporariamente interrompida; Por um longo período o tamanho, temperatura e luminosidade da estrela mudam muito pouco; A maioria das estrelas visíveis estão nesse estágio evolutivo.

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14 Durante a seqüência principal
Quanto maior a massa, maior sua luminosidade; Uma estrela mais massiva deve converter 1H em 4He mais rapidamente que outra menos massiva; Quanto maior a massa, menor seu tempo de vida na seqüência principal; Enquanto o Sol irá durar por mais 10 bilhões de anos, estrelas mais massivas poderão sobreviver por apenas algumas dezenas de milhares de anos;

15 Protoestrelas Protoestrelas de baixa massa (M < 0,1Msolar) não iniciam a queima do 1H; Brilham apenas pela liberação da energia gravitacional e, posteriormente, pela energia térmica acumulada; Não entram na seqüência principal; Se transformam em anãs negras.

16 Estágios finais – Baixa massa
Válido para estrelas com massa entre 0,1Msolar<M<1,4Msolar; Quando o 1H no centro da estrela se esgota, a contração reaparece; A fusão do 1H se inicia em camadas ao redor do núcleo; Isso faz com que o envelope estelar se expanda e esfrie gradualmente; A estrela se torna mais brilhante, porém sua superfície fica mais fria  Gigante Vermelha; A temperatura central alcança 108 K, e o 4He começa a fundir.

17 Henrietta Swan Leavitt
Estrelas variáveis alfabeto/l/imagens/leavitt_logo1.jpg Com o pouco combustível remanescente, a estrela se contrai tão rapidamente quanto se expande; Ocorrem instabilidades nas camadas mais superficiais, onde o 1H e o 4He estão parcialmente ionizados; O aumento da ionização consome energia, fazendo a luminosidade da estrela diminuir; Tal ionização aumenta o número de partículas por unidade de volume, fazendo a camada externa se expandir e resfriar; Ocorre recombinação entre os elétrons e núcleos, liberando energia e aumentando a luminosidade da estrela.

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19 Anã branca A gigante vermelha ejeta seu envelope, criando uma nebulosa planetária; O caroço central remanescente se estabiliza hidrostaticamente, originando uma anã branca; Ela gradualmente esfria, até se tornar uma anã negra; O tempo necessário para que isso ocorra é cerca de 500 bilhões de anos.

20 Nebulosa da Borboleta Nebulosa da Raia Nebulosa IC 418
images/npod/nuclio_npod_ _ jpg Nebulosa da Raia npod/nuclio_npod_ _ jpg Nebulosa IC 418

21 Sírius A e B NGC 3132 http://www.solstation.com/stars/sirius.jpg
Planetary.Nebula.NGC3132.jpg/250px-Planetary.Nebula.NGC3132.jpg

22 Estágios finais – massas moderadas
Segundo o Limite de Chandrasekhar, a massa limite para uma anã branca é 1,4Msolar; Estrelas com massa entre 1,4Msolar<M<8Msolar precisam liberar tal excesso; São muitos os processos pelo qual isso pode ocorre: nebulosa planetária, novas, ventos estelares... Em alguns dessas casos, o limite de massa de Chandrasekhar pode ser alcançado e a estrela evolui para uma anã branca.

23 Estágios finais – altas massas
Para estrelas com massas M > 8Msolar; A pressão devido a contração gravitacional é suficiente para iniciar reações nucleares envolvendo o 4He e outros elementos mais pesados; A temperatura central pode alcançar valores muito altos; As camadas externas se expandem e esfriam ainda mais  supergigante vermelha; Novos processos nucleares se iniciam nas regiões mais internas do estrela.

24 Estágios finais – altas massas
Cada estágio evolutivo dessa etapa libera menos energia; A energia perdida pelos neutrinos se torna maior nesses estágios avançados; Tendo em vista que a energia de ligação por nucleon para o Fe é máxima, as reações de fusão que envolvam o mesmo são endotérmicas; Ele é o elemento limite que pode ser criado nas camadas internas da estrela, e a partir daí não é possível obter energia de processos nucleares;

25 Estágios finais – altas massas
A única possibilidade para a estrela é continuar se contraindo; Ela se torna dinamicamente instável e colapsa; Nesse processo, ocorre a fotodesintegração dos núcleos de Fe e captura eletrônica, removendo elétrons do gás e consumindo energia; Essa energia perdida somente é compensada por um rápido colapso; Ocorre uma explosão, conhecida como supernova tipo II, onde a estrela é destruída, exceto possivelmente pelo núcleo altamente denso.

26 Supernova Cygnus Loop N 63A http://www.pbs.org/wgbh/nova/
gamma/images/cosm_supernova2_large.jpg N 63A

27 Estrelas de nêutrons Um dos possíveis finais para o núcleo remanescente de uma supernova; Formada pela contração gravitacional de tal núcleo; A energia liberada na contração é convertida parcialmente em rotação, que gradualmente escapa como uma corrente de partículas energéticas; Em alguns casos, podem aparecer feixes de radiação eletromagnética, que devido a rotação da estrela são observados como sinais periódicos, caracterizando os pulsares.

28 Nebulosa do Caranguejo
/images/npod/nuclio_npod_ _ jpg Pulsar da Nebulosa do Caranguejo picture/upload/Image/artigos/0052_xray_opt(1).jpg

29 Buracos negros Outra possibilidade para o estágio final de um núcleo de estrela massiva. /thumb/d/d4/BlackHole.jpg/180px-BlackHole.jpg

30 Evolução química A evolução química dos núcleos no Universo está associada com a evolução das estrelas; A ejeção de matéria pela estrela em estágios finais de evolução enriquece o meio interestelar; A composição química das nuvens de gás é modificada pelas reações nucleares que ocorrem no interior estelar; Estrelas que estão se formado agora devem conter átomos mais complexos do que as gerações anteriores;

31 Evolução química A teoria da Nucleossíntese Estelar foi proposta em 1957 por Burbidge, Fowler, Hoyle e Cameron; Um dos grandes triunfos da teoria foi prever a variação da abundância dos elementos, além de explicar tais variações quantitativamente; O estudo de remanescentes de supernovas é um trabalho em andamento, que revela muito sobre a evolução química do Universo.

32 Bibliografia Claus, E. R. e William, S. R.; Cauldrons in the Cosmos; 1988.