3ª Escola de Astrofísica e Gravitação do IST Astrofísica Estelar
Post on 01-Jan-2016
32 Views
Preview:
DESCRIPTION
Transcript
3ª Escola de Astrofísica e Gravitação do IST3ª Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
Astrofísica EstelarAstrofísica Estelar
Mário G. SantosMário G. Santos
CENTRA -Centro Multidisciplinar de Astrofísica CENTRA -Centro Multidisciplinar de Astrofísica
Lisboa, IST, Setembro de 2006Lisboa, IST, Setembro de 2006
BibliografiaBibliografia
B. W. Carroll & D. A. Ostlie, “An Introduction to Modern B. W. Carroll & D. A. Ostlie, “An Introduction to Modern Astrophysics”, Addison-Wesley, 1996Astrophysics”, Addison-Wesley, 1996
R. J. Taylor, “The Stars: their structure and evolution”, R. J. Taylor, “The Stars: their structure and evolution”, Cambridge University Press, 1970Cambridge University Press, 1970
N. Sá, “Astronomia Geral”, Escolar Editora, 2005N. Sá, “Astronomia Geral”, Escolar Editora, 2005
Internet…Internet…
ProgramaPrograma
Aula 1:Aula 1: Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas FormaçãoFormação
Aula 2:Aula 2: Sequência PrincipalSequência Principal Estrutura internaEstrutura interna
Aula 3:Aula 3: Evolução das estrelasEvolução das estrelas Estados finaisEstados finais
Objectivo - Diagrama H-R!Objectivo - Diagrama H-R!
Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas
Análise da luz das estrelasAnálise da luz das estrelas
Magnitude aparente (m)Magnitude aparente (m) Mede brilho aparente da estrelaMede brilho aparente da estrela Estrelas mais brilhantes – menor magnitude aparenteEstrelas mais brilhantes – menor magnitude aparente ““Olho nú”: m < 6 (Sol: m=-26,8)Olho nú”: m < 6 (Sol: m=-26,8) Definição:Definição:
F – Fluxo de radiação (brilho aparente): Energia F – Fluxo de radiação (brilho aparente): Energia radiativa recebida por unidade de área e unidade de radiativa recebida por unidade de área e unidade de tempo [J/s/mtempo [J/s/m22] (medido por fotómetros)] (medido por fotómetros)
Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas
Luminosidade (L): energia total emitida pela Luminosidade (L): energia total emitida pela estrela, sob a forma de radiação, por unidade de estrela, sob a forma de radiação, por unidade de tempo [J/s]tempo [J/s]
Magnitude absoluta (MMagnitude absoluta (Mbb) – medida da ) – medida da
LuminosidadeLuminosidade Magnitude aparente para estrela à distância de 10 pcMagnitude aparente para estrela à distância de 10 pc
Propriedade intrínseca!
(sem extinção)
1 pc ¼ 3£ 1013 Km (¼ 200.000 UA)
Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas
Parâmetros estelares:Parâmetros estelares:
EstrelasEstrelas SolSol
LuminosidadeLuminosidade 1010-4-4 L L¯̄ < L < 10 < L < 1066 L L¯̄ LL¯̄ ¼¼ 4 4££ 10 102626 J/s J/s
Temperatura àTemperatura à
SuperfícieSuperfície
101033 K < T < 10 K < T < 1055 K K TT¯̄ ¼¼ 5800 K 5800 K
TT¯̄ (central) (central) ¼¼ 15 15££ 10 1066 K K
MassaMassa 0,5 M0,5 M¯̄ < M < 70 M < M < 70 M¯̄ MM¯̄ ¼¼ 2 2££ 10 103030 Kg Kg
RaioRaio 1010-2-2 R R¯̄ < R < 10 < R < 1033 R R¯̄ RR¯̄ ¼¼ 7 7££ 10 1088 m m
Pistol Star (constelação Sagitário) – M Pistol Star (constelação Sagitário) – M ¼¼ 100 M 100 M¯̄
Gliese 623b (Hercules) – L Gliese 623b (Hercules) – L ¼¼ 10 10-5-5 L L¯̄
Grande intervalo de valores!Grande intervalo de valores!
Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas
Espectro das estrelasEspectro das estrelas Intensidade da radiação recebida versus comprimento de ondaIntensidade da radiação recebida versus comprimento de onda
Fundo contínuo (radiação do corpo negro)
+
Riscas espectrais (absorção na atmosfera da estrela)
Fluxo da radiação solar em função do comprimento de onda
Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas
““Côr” das estrelas (análise do espectro contínuo)Côr” das estrelas (análise do espectro contínuo)
U – magnitude aparente na região do ultravioleta (3650 U – magnitude aparente na região do ultravioleta (3650 ÅÅ §§ 340 340 ÅÅ))
B – magnitude aparente na região do azul (4400 B – magnitude aparente na região do azul (4400 ÅÅ §§ 470 470 ÅÅ))
V – magnitude aparente na região do visível (5500 V – magnitude aparente na região do visível (5500 ÅÅ §§ 445 445 ÅÅ))
Índice de côrÍndice de côrUBUB ´́ U-B=M U-B=MUU-M-MBB
Índice de côrÍndice de côrBVBV ´́ B-V=M B-V=MBB-M-MVV
Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas
CôrCôr Estrelas mais vermelhas (B-V > 0) – estrelas mais friasEstrelas mais vermelhas (B-V > 0) – estrelas mais frias Estrelas mais azuis (B-V < 0) – estrelas mais quentesEstrelas mais azuis (B-V < 0) – estrelas mais quentes
Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas
Riscas espectraisRiscas espectrais Informação sobre elementos presentes na atmosfera da estrelaInformação sobre elementos presentes na atmosfera da estrela Intensidade das riscas depende fortemente da temperatura à Intensidade das riscas depende fortemente da temperatura à
superfíciesuperfície
Comparação das riscas de absorção permite classificar Comparação das riscas de absorção permite classificar as estrelas…as estrelas…
Espectro solar – zona do verde
Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas
Classes espectrais das estrelasClasses espectrais das estrelas
Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas
ClasseClasse TemperaturaTemperatura (K) (K) CôrCôr
OO
O0…O9O0…O9
30000 a 5000030000 a 50000
Ex: MintacaEx: Mintaca
Violeta-azulVioleta-azul
BB
B0…B9B0…B9
10000 a 3000010000 a 30000
Ex: RigelEx: Rigel
Azul-brancoAzul-branco
AA
A0…A9A0…A9
7500 a 100007500 a 10000
Ex: VegaEx: Vega
BrancoBranco
FF
F0…F9F0…F9
6000 a 75006000 a 7500
Ex: CanopoEx: Canopo
Branco-amareloBranco-amarelo
GG
G0…G9G0…G9
5000 a 60005000 a 6000
Ex: SolEx: Sol
AmareloAmarelo
KK
K0…K9K0…K9
3500 a 50003500 a 5000
EX: AldebarãEX: Aldebarã
LaranjaLaranja
MM
M0…M9M0…M9
2500 a 35002500 a 3500
Ex: BetelgeuseEx: Betelgeuse
Laranja-vermelhoLaranja-vermelho
Classes espectrais das estrelasClasses espectrais das estrelas
Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas
Diagrama de Hertzsprung-RusselDiagrama de Hertzsprung-Russel Gráfico bidimensional – relação entre Luminosidade e Gráfico bidimensional – relação entre Luminosidade e
Temperatura à superfície da estrelaTemperatura à superfície da estrela
Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas
Escala de Luminosidades Escala de Luminosidades (classificação M-K)(classificação M-K) Pequenas variações no Pequenas variações no
espectro das estrelas da espectro das estrelas da mesma classe (efeito da mesma classe (efeito da pressão – tamanho da pressão – tamanho da estrela)estrela)
Permite indicar estrela no Permite indicar estrela no diagrama H-R conhecendo diagrama H-R conhecendo apenas o espectro!apenas o espectro!
EscalaEscala DescriçãoDescrição
IaIa SupergigantesSupergigantes
IbIb Supergigantes Supergigantes menos brilhantesmenos brilhantes
IIII Gigantes Gigantes brilhantesbrilhantes
IIIIII Gigantes normaisGigantes normais
IVIV Sub-gigantesSub-gigantes
VV Sequência Sequência PrincipalPrincipal
VIVI Sub-anãsSub-anãs
DD Anã brancasAnã brancasSol: G2 V
Propriedades das estrelasPropriedades das estrelas
Diagrama de Hertzsprung-Russel IIDiagrama de Hertzsprung-Russel II
Formação das estrelasFormação das estrelas
Contracção gravitacional de núvens de gás e Contracção gravitacional de núvens de gás e poeirapoeira
Necessário nuvens densas e friasNecessário nuvens densas e frias Núvens Moleculares GigantesNúvens Moleculares Gigantes
Parte do meio interestelarParte do meio interestelar Extremamente frias – 10KExtremamente frias – 10K Relativamente densas – 10Relativamente densas – 1099 – 10 – 101212 partículas/m partículas/m33
Massivas – até meio milhão de massas solaresMassivas – até meio milhão de massas solares Tamanho Tamanho »» alguns parsec alguns parsec Constituição: moléculas (HConstituição: moléculas (H22, CO) e poeira (gelo e , CO) e poeira (gelo e
silicatos)silicatos)
Formação das estrelasFormação das estrelas
Núvens Moleculares Núvens Moleculares Gigantes - Pilares Gigantes - Pilares gasosos na nebulosa da gasosos na nebulosa da ÁguiaÁguia Colunas de hidrogénio Colunas de hidrogénio
molecular e poeiras (parte molecular e poeiras (parte da núvem molecular da núvem molecular gigante)gigante)
Exterior fotoevaporado Exterior fotoevaporado pela luz ultravioleta das pela luz ultravioleta das estrelas novasestrelas novas
Formação das estrelasFormação das estrelas
Condições para colapso:Condições para colapso:
Parte mais densa da Parte mais densa da núvem inicia colapso (M núvem inicia colapso (M »» 101044 M M¯̄)) Induzido pela explosão de Induzido pela explosão de
uma estrela?uma estrela?
Possível fragmentação da Possível fragmentação da núvemnúvem
Fragmento continua a Fragmento continua a colapsar (Mcolapsar (M»» 50 M 50 M¯̄, d , d »»
0,1 pc)0,1 pc) Tempo de “queda livre” Tempo de “queda livre” »»
33££ 10 1055 anos anos
(Massa de Jeans)
Formação das estrelasFormação das estrelas
Densidade da núvem no seu centro Densidade da núvem no seu centro aumenta aumenta )) aumento da energia interna aumento da energia interna (fricção) (fricção) )) núcleo aquece núcleo aquece )) aumento da aumento da pressão interna pressão interna )) colapso gravitacional colapso gravitacional abrandaabranda
Núcleo condensado envolto em material Núcleo condensado envolto em material gasoso – gasoso – ProtoestrelaProtoestrela (T (Tcentrocentro »» 10 1044 K, R K, R
»» 1000 1000 RR¯̄)) Colapso continuaColapso continua Temperatura aumentaTemperatura aumenta Tranferência de energia por convecçãoTranferência de energia por convecção
Contracção + conservação do momento Contracção + conservação do momento angular angular )) disco protoplanetário + fluxo disco protoplanetário + fluxo bipolarbipolar
Formação das estrelasFormação das estrelas
Fim da acreção de matériaFim da acreção de matéria Esgotamento da núvem e vento solarEsgotamento da núvem e vento solar Núcleo fica exposto Núcleo fica exposto )) nasce uma nasce uma estrelaestrela! (T! (Tsupsup»» 3000 K) 3000 K)
Colapso lento (10Colapso lento (1077 anos) anos)
Eventualmente TEventualmente Tcentrocentro»» 10 1077 K K )) início da fusão do início da fusão do
hidrogéniohidrogénio Estrela “entra” na sequência principalEstrela “entra” na sequência principal
Para M < 0,08 MPara M < 0,08 M¯̄ TTcentrocentro ( (»» 10 1066 K) insuficiente para fusão do Hidrogénio K) insuficiente para fusão do Hidrogénio
Formação de anãs castanhasFormação de anãs castanhas
Formação das estrelasFormação das estrelas
ObservaçõesObservações Difícil – vida curta e envolvidas por Difícil – vida curta e envolvidas por
núvensnúvens Núvem envolvente – TNúvem envolvente – T»» 100 K - 100 K -
visível no infravermelhovisível no infravermelho Objectos Herbig-Haro (colisão dos Objectos Herbig-Haro (colisão dos
jactos bipolares com o meio jactos bipolares com o meio interestelarinterestelar
Estrelas do tipo T do TouroEstrelas do tipo T do Touro Jovens (pré-sequência principal)Jovens (pré-sequência principal) Vento estelar forteVento estelar forte Disco protoplanetárioDisco protoplanetário
Estrela + disco protoplanetário na nebulosa de Orion
Jactos – estrela HH30 na constelação Touro
Formação das estrelasFormação das estrelas
Regiões HIIRegiões HII Regiões de hidrogénio ionizado (devido a estrelas jovens, tipo O e B) Regiões de hidrogénio ionizado (devido a estrelas jovens, tipo O e B)
– fronteira da região emite no vermelho– fronteira da região emite no vermelho
Nebulosa da Tarântula
Nebulosa “Cabeça de Cavalo”
Formação das estrelasFormação das estrelas
Protoestrelas…banda – E??
Star Trek – The Next Generation
Sequência Principal (SP)Sequência Principal (SP)
Fonte de energia: Fusão de Fonte de energia: Fusão de hidrogénio no núcleo (10hidrogénio no núcleo (1077 K) K)
Composição química Composição química aproximadamente uniforme: aproximadamente uniforme: H H » » 70%, He 70%, He » » 28%, metais 28%, metais < 3%< 3%
Posição na SP depende Posição na SP depende essencialmente da massaessencialmente da massa 0,08 M0,08 M¯̄ < M < 90 M < M < 90 M¯̄
Aumento da massa Aumento da massa )) aumento de Luminosidade e aumento de Luminosidade e TemperaturaTemperatura
L L // M M33
Sequência PrincipalSequência Principal
SP corresponde a uma faixa no diagrama H-RSP corresponde a uma faixa no diagrama H-R Fusão de hidrogénio em hélio Fusão de hidrogénio em hélio )) ligeira evolução na SP ligeira evolução na SP Aumento da temperatura central Aumento da temperatura central )) aumento de L (no Sol já aumentou aumento de L (no Sol já aumentou
40%)40%)
Maior parte da vida da estrela é passada na SP Maior parte da vida da estrela é passada na SP )) abundância na SP! abundância na SP! Tempo na SP depende da massa - quanto maior a massa mais rápida Tempo na SP depende da massa - quanto maior a massa mais rápida
é a evolução:é a evolução:
Combustível (hidrogénio) Combustível (hidrogénio) // Massa Massa L L // M M33
Sequência PrincipalSequência Principal
Propriedades das estrelas:Propriedades das estrelas:
Massa (MMassa (M¯̄)) TTsupsup (K) (K) Luminosidade (LLuminosidade (L¯̄)) Tempo na SP (anos)Tempo na SP (anos)
2525 3500035000 8000080000 33££ 10 1066
1515 3000030000 1000010000 1515££ 10 1066
33 1100011000 6060 66££ 10 1088
1,51,5 70007000 55 33££ 10 1099
1,01,0 60006000 11 11££ 10 101010
0,750,75 50005000 0,50,5 1,51,5££ 10 101010
0,500,50 40004000 0,030,03 2,02,0££ 10 101111
Fontes de energiaFontes de energia
Energia potencial gravíticaEnergia potencial gravítica
Considerar colapso gravitacional do Sol Considerar colapso gravitacional do Sol )) variação da variação da energia potêncial gravítica, energia potêncial gravítica, U U »» -10 -104141 J J
Assumindo luminosidade constante Assumindo luminosidade constante )) tempo total para tempo total para gastar a energia, tgastar a energia, tKHKH = = E / L E / L¯̄ »» 10 1077 anos (escala anos (escala
temporal de Kelvin-Helmholtz)temporal de Kelvin-Helmholtz) Rochas na Lua – 4Rochas na Lua – 4££ 10 1099 anos… necessário outra anos… necessário outra
fonte de energia!fonte de energia!
Fontes de energiaFontes de energia
Energia nuclearEnergia nuclear
Fusão de 4H num átomo de Fusão de 4H num átomo de 44HeHe mmHeHe=4,002603 U=4,002603 U
4m4mHH=4,031280 U=4,031280 U
Energia libertada = (4mEnergia libertada = (4mHH-m-mHeHe) c) c22 = 26,71 MeV = 26,71 MeV
H H »» 70% massa Sol, logo: 70% massa Sol, logo: EEnucnuc = 0,7 = 0,7££ M M¯̄ / (4m / (4mHH))££ 26,71 26,71 »» 10 104545 J (na realidade 10 J (na realidade 104444 J J
pois apenas 10% do H é utilizado)pois apenas 10% do H é utilizado)
TTnucnuc = E = Enucnuc/L/L¯̄ »» 10 101010 anos anos
Energia nuclear impede colapso da estrela!Energia nuclear impede colapso da estrela!
Fusão do HidrogénioFusão do Hidrogénio
Para estrelas com M < 3MPara estrelas com M < 3M¯̄
funciona a cadeia protão – funciona a cadeia protão – protão (cadeia pp)protão (cadeia pp)
Cadeia ppI:Cadeia ppI:
HH11 – protão – protão HH22 – deutério – deutério HeHe33 – Hélio-3 – Hélio-3 HeHe44 – Hélio-4 – Hélio-4
Fusão do HidrogénioFusão do Hidrogénio
Cadeia ppII:Cadeia ppII:
Cadeia ppIII:Cadeia ppIII:
Fusão do HidrogénioFusão do Hidrogénio
Taxa das reacções nucleares depende da temperatura Taxa das reacções nucleares depende da temperatura (cadeia ppII e ppIII dominam a temperaturas mais altas)(cadeia ppII e ppIII dominam a temperaturas mais altas)
Núcleos com carga positiva Núcleos com carga positiva )) velocidade relativa tem de ser velocidade relativa tem de ser suficiente para vencer barreira de coulomb (efeito de túnel suficiente para vencer barreira de coulomb (efeito de túnel importante!)importante!)
Formação do deutério – processo mais lento da cadeia pp Formação do deutério – processo mais lento da cadeia pp (responsável pelo tempo de vida destas estrelas)(responsável pelo tempo de vida destas estrelas)
No Sol (TNo Sol (Tcentrocentro»» 1,5 1,5££ 10 1077):):
Cadeia ppI responsável por 69% da luminosidadeCadeia ppI responsável por 69% da luminosidade ppII ppII »» 9% de L 9% de L¯̄
Taxa de produção de energia - Taxa de produção de energia - pppp // T T44
Fusão do HidrogénioFusão do Hidrogénio
Fusão nuclear – energia libertada sob a forma de fotões e Fusão nuclear – energia libertada sob a forma de fotões e neutrinosneutrinos
Fluxo de fotões demora 10Fluxo de fotões demora 1077 anos a chegar à superfície! anos a chegar à superfície! Neutrinos demoram 2 segundos – importante no estudo das Neutrinos demoram 2 segundos – importante no estudo das
reacções nucleares no Sol (problema dos neutrinos solares!)reacções nucleares no Sol (problema dos neutrinos solares!)
Energia libertada por neutrinos:Energia libertada por neutrinos: ppI – 2%ppI – 2% ppII – 4%ppII – 4% ppIII – 27%ppIII – 27%
Fusão do hidrogénioFusão do hidrogénio
Para estrelas com massa Para estrelas com massa maior que 3Mmaior que 3M¯̄, domina o , domina o
ciclo CNO (Carbono, ciclo CNO (Carbono, Azoto e Oxigénio)Azoto e Oxigénio)
C, N e O funcionam como C, N e O funcionam como catalizadorescatalizadores
Necessário maior TNecessário maior Tcentralcentral devido a barreira de coulomb de C e N devido a barreira de coulomb de C e N
Taxa de produção de energia por unidade de massa - Taxa de produção de energia por unidade de massa - CNOCNO // T T1616
Necessário temperaturas muito maiores para fusão do He (10Necessário temperaturas muito maiores para fusão do He (1088 K)…K)…
Estrutura internaEstrutura interna
Equações estáticas da estrutura estelarEquações estáticas da estrutura estelar Descrevem o equilíbrio das estrelasDescrevem o equilíbrio das estrelas
Estrutura internaEstrutura interna
Equilíbrio HidrostáticoEquilíbrio Hidrostático Equilíbrio entre a força gravítica e a pressão internaEquilíbrio entre a força gravítica e a pressão interna
Gravidade – contracção e aquecimento da estrelaGravidade – contracção e aquecimento da estrela Pressão – expansão e arrefecimento da estrelaPressão – expansão e arrefecimento da estrela
Responsável pela estabilidade das estrelasResponsável pela estabilidade das estrelas Soma das forças aplicadas a um elemento de fluído Soma das forças aplicadas a um elemento de fluído
no interior da estrela é nula:no interior da estrela é nula:
P=PP=Pgasgas+P+Pradrad
Derivada de P é negativa – pressão aumenta para o interiorDerivada de P é negativa – pressão aumenta para o interior
PPcentralcentral do Sol do Sol »» 2,5 2,5££ 10 101111 atm atm
Estrutura internaEstrutura interna
Conservação da massaConservação da massa
Variação da LuminosidadeVariação da Luminosidade
– – taxa de geração de energia nuclear por unidade de massataxa de geração de energia nuclear por unidade de massa Aumenta com a distância à estrelaAumenta com a distância à estrela
Estrutura internaEstrutura interna
Transporte de energia – processo radiativoTransporte de energia – processo radiativo
– – coeficiente de absorção média de Rosseland – indica a coeficiente de absorção média de Rosseland – indica a opacidade do gásopacidade do gás
aa – constante radiativa – constante radiativa
Derivada negativa – T aumenta para o interiorDerivada negativa – T aumenta para o interior Maior parte das estrelas da sequência principal transportam Maior parte das estrelas da sequência principal transportam
energia utilizando um misto de radiação e convecção – Sol energia utilizando um misto de radiação e convecção – Sol apenas é convectivo numa estreita camada superfícialapenas é convectivo numa estreita camada superfícial
Estrutura internaEstrutura interna
Transporte de energia – Transporte de energia – processo convectivo:processo convectivo:
22 – coeficiente de Chandrasekhar – coeficiente de Chandrasekhar
(pressão e calores específicos do (pressão e calores específicos do gás)gás)
Dominante para estrelas com M < Dominante para estrelas com M < 0,8 M0,8 M¯̄
Estrutura internaEstrutura interna
Teorema de Vogt-RusselTeorema de Vogt-Russel Massa e composição determinam unívocamente o raio, Massa e composição determinam unívocamente o raio,
luminosidade, estrutura interna e evolução da estrelaluminosidade, estrutura interna e evolução da estrela
5 Equações + 3 equações de 5 Equações + 3 equações de estado + condições estado + condições fronteira fronteira )) determinação das determinação das incógnitasincógnitas
Dados: Massa e composição Dados: Massa e composição química inicialquímica inicial
Usar computador!Usar computador!
Evolução das estrelasEvolução das estrelas
Evolução depende da massaEvolução depende da massa
Fusão do hidrogénio Fusão do hidrogénio )) núcleo rico em hélio núcleo rico em hélio )) estrela “sai” estrela “sai” da sequência principalda sequência principal
0,8 M0,8 M¯̄ < M < 3 M < M < 3 M¯ ¯ (Sol)(Sol)
Fim da fusão de H no núcleo Fim da fusão de H no núcleo )) núcleo de He contrai e aquece núcleo de He contrai e aquece Camada periférica de H em torno do núcleo entra em fusãoCamada periférica de H em torno do núcleo entra em fusão Superfície da estrela expande – fase da gigante vermelha!Superfície da estrela expande – fase da gigante vermelha! L L »» 10 1033 L L¯̄
TTsupsup »» 4000 K 4000 K Diâmetro do núcleo de hélio Diâmetro do núcleo de hélio »» 30000 Km 30000 Km
Evolução – Gigante VermelhaEvolução – Gigante Vermelha
Evolução (0,8 MEvolução (0,8 M¯̄ < M < 3 M < M < 3 M¯ ¯ ))
Sol vai passar pela fase Sol vai passar pela fase da gigante vermelhada gigante vermelha
Tamanho de 1UATamanho de 1UA Planetas interiores Planetas interiores
vaporizadosvaporizados Oceanos e atmosfera da Oceanos e atmosfera da
Terra vaporizadaTerra vaporizada
Grande densidade do núcleo – pressão devido a gás Grande densidade do núcleo – pressão devido a gás degenerado de electrõesdegenerado de electrões
Para TPara Tcentralcentral > 10 > 1088 K – início da fusão central do hélio (estrelas K – início da fusão central do hélio (estrelas com M < 0,8 Mcom M < 0,8 M¯̄ não chegam a iniciar fusão do hélio) não chegam a iniciar fusão do hélio)
Evolução (0,8 MEvolução (0,8 M¯̄ < M < 3 M < M < 3 M¯ ¯ ))
Processo triplo-Processo triplo-
33// T T4040
Grande libertação de energia Grande libertação de energia )) T Tcentralcentral aumenta aumenta
Pressão no núcleo não varia (gás degenerado) Pressão no núcleo não varia (gás degenerado) )) aumento brutal de Taumento brutal de Tcentralcentral )) explosão do núcleo quando explosão do núcleo quando degenerescência levantada (“helium flash”)degenerescência levantada (“helium flash”)
Fusão central do hélio (ramo horizontal)Fusão central do hélio (ramo horizontal)
Formação de um núcleo de carbono e oxigénio, devido Formação de um núcleo de carbono e oxigénio, devido à reacção:à reacção:
Evolução – Nebulosa planetáriaEvolução – Nebulosa planetária
Fim da fusão central do HeFim da fusão central do He Contracção do núcleo de C-OContracção do núcleo de C-O Fusão periférica de He (e H) – ramo Fusão periférica de He (e H) – ramo
assimptóticoassimptótico Instabilidade (pulsos térmicos) Instabilidade (pulsos térmicos) ))
expulsão das camadas exteriores da expulsão das camadas exteriores da estrelaestrela
Núcleo de carbono-oxigénio fica Núcleo de carbono-oxigénio fica exposto (Texposto (Tsupsup »» 100000 K) 100000 K)
Radiação emitida faz brilhar gás Radiação emitida faz brilhar gás expelido – nebulosa planetáriaexpelido – nebulosa planetária Expansão do gás Expansão do gás »» 20 Km/s 20 Km/s Diâmetro Diâmetro »» 1 ano-luz 1 ano-luz Duração Duração »» 50000 anos 50000 anos Enriquecimento do meio interestelar Enriquecimento do meio interestelar
(Sol liberta 60% da sua massa)(Sol liberta 60% da sua massa)NGC 2440 a 3600 anos-luz, constelação Puppis (Popa) – TSup » 220000 K
Mais nebulosas planetárias…Mais nebulosas planetárias…
Estado final – anã brancaEstado final – anã branca
Densidade do núcleo de C-O Densidade do núcleo de C-O elevada (não entra em fusão)elevada (não entra em fusão)
Equilíbrio hidrostático devido a Equilíbrio hidrostático devido a pressão do gás de electrões pressão do gás de electrões degenerado! (não depende da degenerado! (não depende da temperatura)temperatura)
Pressão suficiente desde que Pressão suficiente desde que M < 1,4 MM < 1,4 M¯̄ (limite de (limite de
Chandrasekhar)Chandrasekhar)
Raio Raio »» 0,01 R 0,01 R¯̄
Temperatura muito alta (côr Temperatura muito alta (côr branca)branca)
»» 10 1099 Kg/m Kg/m33 (colher de chá (colher de chá de matéria pesa de matéria pesa »» 6 toneladas 6 toneladas na Terra!)na Terra!)
Sírius B (raios-X) – TSup » 30000 K
Única fonte de energia: energia térmica – estrela arrefece e Única fonte de energia: energia térmica – estrela arrefece e luminosidade diminui (anã preta)luminosidade diminui (anã preta)
Evolução - SolEvolução - Sol
Evolução do Sol (Digital Demo Room)
Evolução – perda de massaEvolução – perda de massa
Estrelas ejectam matéria para o Estrelas ejectam matéria para o espaço interestelar ao longo da sua espaço interestelar ao longo da sua vida (vento estelar)vida (vento estelar)
Processo importante durante a fase Processo importante durante a fase gigante vermelha das estrelas gigante vermelha das estrelas (atracção gravítica sobre superfície (atracção gravítica sobre superfície da estrela é fraca)da estrela é fraca)
Afecta estados finais de evoluçãoAfecta estados finais de evolução Processo importante no Processo importante no
enriquecimento do meio interestelarenriquecimento do meio interestelar
Estrela Wolf-Rayet WR124
Estrelas Wolf-Rayet: estado de evolução de estrelas massivas (Estrelas Wolf-Rayet: estado de evolução de estrelas massivas (»» 25 25 MM¯̄) com grande perda de massa () com grande perda de massa (»» 10 10-5-5 M M¯̄ por ano), vento estelar de por ano), vento estelar de
2000 Km/s e T2000 Km/s e Tsupsup »» 25000 K – 50000 K 25000 K – 50000 K
EvoluçãoEvolução
Estrelas variáveis intrísecas Estrelas variáveis intrísecas (pulsantes)(pulsantes) Apresentam grandes Apresentam grandes
variações periódicas da variações periódicas da luminosidade durante luminosidade durante intervalos de tempo intervalos de tempo pequenospequenos
Variações do desvio doppler Variações do desvio doppler das riscas espectrais para o das riscas espectrais para o azul e vermelho azul e vermelho )) expansão e expansão e contracção da supefície contracção da supefície (velocidade (velocidade »» 100 Km/s) 100 Km/s)
Perturbação do equilíbrio hidrostático Perturbação do equilíbrio hidrostático )) oscilações em torno do oscilações em torno do equilíbrioequilíbrio
Ocorre quando estrela passa pela “faixa de instabilidade” do Ocorre quando estrela passa pela “faixa de instabilidade” do diagrama H-R durante a fase de gigante vermelhadiagrama H-R durante a fase de gigante vermelha
EvoluçãoEvolução
Estrelas variáveis intrísecas:Estrelas variáveis intrísecas: CefeidasCefeidas
Grande massa e luminosidade Grande massa e luminosidade ((»» 10 1033 - 10 - 1044 L L¯̄))
Período entre 1 e 70 diasPeríodo entre 1 e 70 dias Variação entre 0,1 e 2,0 Variação entre 0,1 e 2,0
magnitudesmagnitudes Forte correlação entre período Forte correlação entre período
e luminosidadee luminosidade Importante para medir Importante para medir
distâncias! (até 40 Mpc)distâncias! (até 40 Mpc)
RR da LiraRR da Lira Massa pequena (< MMassa pequena (< M¯̄))
L L »» 40 – 50 L 40 – 50 L¯̄
Período Período »» horas horas
Variação do brilho de uma estrela Cefeida
Evolução - estrelas pesadasEvolução - estrelas pesadas
Também passam por fase gigante (ou super-gigante) Também passam por fase gigante (ou super-gigante) vermelhavermelha
3 M3 M¯̄ < M < 9 M < M < 9 M¯̄
Não existe “flash de hélio”Não existe “flash de hélio” Possível “carbon flash” se núcleo suficientemente massivoPossível “carbon flash” se núcleo suficientemente massivo Grande perda de massa durante a fase gigante evita fusão do Grande perda de massa durante a fase gigante evita fusão do
carbonocarbono
9 M9 M¯̄ < M < 20 M < M < 20 M¯̄
Fim da fusão no núcleo de um certo elemento Fim da fusão no núcleo de um certo elemento )) contracção e contracção e fusão de elementos mais pesadosfusão de elementos mais pesados
Alternância entre fusão central e periféricaAlternância entre fusão central e periférica
EvoluçãoEvolução
T » 4£ 108 K
T » 2£ 109 K
M > 20 MM > 20 M¯̄
Fusão de elementos mais pesados até chegar ao ferro:Fusão de elementos mais pesados até chegar ao ferro:
T » 3£ 109 K
Evolução – estrelas pesadasEvolução – estrelas pesadas
Fe é estável (fusão consome energia)Fe é estável (fusão consome energia) Fim dos ciclos de fusãoFim dos ciclos de fusão Fusão nuclear deixa de “alimentar” luminosidade da estrelaFusão nuclear deixa de “alimentar” luminosidade da estrela Estrela colapsaEstrela colapsa
Evolução – estrelas pesadasEvolução – estrelas pesadas
Outros núcleos formados pela captura de neutrões e transmutação dos Outros núcleos formados pela captura de neutrões e transmutação dos isótoposisótopos
Grande parte dos elementos químicos do Universo resultam das reacções Grande parte dos elementos químicos do Universo resultam das reacções nucleares nas estrelas!! (excepto H e He)nucleares nas estrelas!! (excepto H e He)
Temperatura Temperatura mínima para mínima para
fusão (K)fusão (K)
Elemento Elemento em fusãoem fusão
Elementos Elementos produzidosproduzidos
Duração da Duração da fusão (anos)fusão (anos)
44££ 10 1077 HH HeHe 77££ 10 1066
22££ 10 1088 HeHe C, OC, O 77££ 10 1055
66££ 10 1088 CC Ne, Na, Mg, ONe, Na, Mg, O 600600
1,21,2££ 10 1099 NeNe O, MgO, Mg 11
1,51,5££ 10 1099 OO Si, S, PSi, S, P » » 0,50,5
2,72,7££ 10 1099 SiSi do Ni ao Fedo Ni ao Fe » » 1 dia1 dia
Tempo de duração das reacções nucleares para estrelas de grande massa (» 25 M¯)
Evolução – Supernovas tipo IIEvolução – Supernovas tipo II
Formação de núcleo de Fe Formação de núcleo de Fe )) fim da fusão nuclear (M > limite de fim da fusão nuclear (M > limite de Chandrasekhar) Chandrasekhar) )) colapso catastrófico do núcleo colapso catastrófico do núcleo Enorme produção de neutrões e neutrinos – fotodissociação e decaimento Enorme produção de neutrões e neutrinos – fotodissociação e decaimento
beta inverso:beta inverso:
TTcc »» 8 8££ 10 1099 K K cc »» 8 8££ 10 101717 Kg/m Kg/m33 (1/4 segundo após colapso do núcleo) (1/4 segundo após colapso do núcleo) »» densidade do densidade do
núcleo de um átomonúcleo de um átomo Núcleo pára de colapsar (pressão do fluído de neutrões Núcleo pára de colapsar (pressão do fluído de neutrões
degenerados!)degenerados!) Colapso das camadas externas continua (Colapso das camadas externas continua (»» 15% velocidade da luz) 15% velocidade da luz)
Choque com núcleo rígidoChoque com núcleo rígido Formação de ondas de choqueFormação de ondas de choque Explosão das camadas externas (impulsionada por fluxo de neutrinos) Explosão das camadas externas (impulsionada por fluxo de neutrinos) ))
Supernova!Supernova! Enorme libertação de neutrinos Enorme libertação de neutrinos »» 10 104646 J (10 segundos) J (10 segundos) »» 100 100££
energia produzida pelo Sol na sequência principal!!energia produzida pelo Sol na sequência principal!! Emissão de fotões: 10Emissão de fotões: 104242 J (meses…), pico – 10 J (meses…), pico – 103636 J/s – 10 J/s – 1099 L L¯̄
SupernovasSupernovas
Formação de elementos Formação de elementos mais pesados que o Fe:mais pesados que o Fe:
Enriquecimento do meio Enriquecimento do meio interestelarinterestelar
Ondas de choque – Ondas de choque – formação de estrelas!formação de estrelas!
Outros tipos – Ib, Ia Outros tipos – Ib, Ia (“standard candles”…)(“standard candles”…)
Nebulosa de Caranguejo – expansão do gás devido a supernova observada em 4 de Julho de 1054 (China)
Estados finais – estrela de neutrõesEstados finais – estrela de neutrões
Núcleo final após Supernova Núcleo final após Supernova tipo IItipo II
Pressão devido a neutrões Pressão devido a neutrões degeneradosdegenerados
M < 2 MM < 2 M¯̄ (limite de Tolman- (limite de Tolman-
Oppenheimer-Volkoff)Oppenheimer-Volkoff) Raio Raio »» 10 Km 10 Km »» 10 101818 Kg/m Kg/m33 (colher de chá (colher de chá
da estrela pesa da estrela pesa »» 100 milhões 100 milhões de toneladas na Terra!)de toneladas na Terra!)
Constituição:Constituição: Exterior - Crosta sólida formada Exterior - Crosta sólida formada
(ferro + núcleos atómicos (ferro + núcleos atómicos pesados)pesados)
Interior – superfluído de Interior – superfluído de neutrões (supercondutor – neutrões (supercondutor – protões + electrões)protões + electrões)
Estrela de neutrões (pulsar) observada na nebulosa do Caranguejo
Estrela de neutrões - pulsaresEstrela de neutrões - pulsares
Descobertos em 1967 (extra-Descobertos em 1967 (extra-terrestres?)terrestres?)
Estrelas de neutrões – rápida Estrelas de neutrões – rápida rotação e campos magnéticos rotação e campos magnéticos muito fortesmuito fortes
Emissão de radiação ao longo Emissão de radiação ao longo dos pólos magnéticos dos pólos magnéticos (diferente do eixo de rotação) (diferente do eixo de rotação) – pulsos– pulsos
Período mínimo Período mínimo »» 0,5 ms 0,5 ms Pulsar mais próximo (90 pc) - Pulsar mais próximo (90 pc) -
P P »» 0,237 s 0,237 sO pulsar “Vela” – emissão de um jacto de gás
Estados finais - evolução para 15 MEstados finais - evolução para 15 M¯̄
Estados finais – buracos negrosEstados finais – buracos negros
MMinicialinicial > 25 M > 25 M¯̄
Núcleo final da estrela com M > 2 MNúcleo final da estrela com M > 2 M ¯̄ )) pressão dos neutrões degenerados pressão dos neutrões degenerados insuficiente insuficiente )) “estrela” colapsa “estrela” colapsa
Quando R < RQuando R < RSS (raio de Schwarzschild (raio de Schwarzschild - horizonte de acontecimentos) - horizonte de acontecimentos) )) matéria e luz não conseguem matéria e luz não conseguem escapar escapar )) buraco negro buraco negro
M = 3MM = 3M¯̄ )) R RSS=8,9 Km=8,9 Km
Colapso final em microsegundos Colapso final em microsegundos )) formação de uma singularidadeformação de uma singularidade
Observações:Observações:
““Sistemas binários”Sistemas binários” Emissão de raios-X por acreção de Emissão de raios-X por acreção de
matéria no buraco negromatéria no buraco negro
Buraco negro supermassivo na galáxia elíptica NGC 4261 (45 milhões de anos luz de distância)
Massa » 109 M¯; Raio » 20 UA
top related