Verão em projecto – CAUP - 2017 1 Movimento próprio de estrelas Formação e evolução Estágios finais na evolução de estrelas Enxames João Lima [email protected]Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço Centro de Astrofísica Departamento de Física e Astronomia, FCUP U.Porto
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Movimento próprio de estrelas Formação e evolução Estágios ...planetario.up.pt/ujunior/terca.pdf · Resumo • Como medir a ... O processo físico fundamental na formação
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No seu núcleo, o Sol transforma 600 000 000 000 kg de Hidrogénio em Hélio, em cada segundo Nessa reacção, apenas 0.7% da massa de Hidrogénio não é transformada em Hélio mas em energia Tal é sufuciente para manter a Sol a brilhar.
Enquanto o Sol tiver Hidrogénio no seu núcleo central vai se manter como uma estrela em equilíbrio
(na sequência principal do diagrama HR)
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Quanto dura a fase de vida de uma estrela na sequência principal?
Estrutura em camadas de um estrela evoluída com 30 massas solares. Estas camadas com diferentes composições estão separadas umas das outras por conchas de fusão dos vários elementos.
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Anãs brancas
estrelas de neutrões
buracos negros
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Estágios finais de evolução de uma estrela
À esquerda, nebulosa planetária com uma anã branca no centro. À direita, remanescente de supernova com um pulsar (estrela de neutrões) no centro.
Sírius B (esquerda) e Sírius A (direita) no visível o nos raios-x.
Anãs brancas
SolCh 4.1 MMM
A Massa de Chandresakhar é um limite superior para a massa de uma anã branca
Um estrela constituída por carbono e oxigénio de alta densidade, no estado de matária degenerada. Tem dimensões próximas da dimensão da Terra.
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Estrelas de neutrões
Um estrela com Massa superior à Massa de Chandresakhar e densidade tal que o gás de neutrões é completamente degenerado e relativístico. Tem dimensões da ordem de 10 km.
Imagens (tiradas em cada 2 milisegundos). O Período do pulsar é de cerca de 33 milisegundos.
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Buracos negros Se a massa do núcleo central exceder um dado limite (Oppenheimer-Volkoff) não vai ser atingido nenhum estado de equilíbrio e o colapsar vai continuar indefinidamente num buraco negro. É negro pois nem a luz tem velocidade suficiente para escapar ao seu campo gravítico imenso. Usando a definição de velocidade de escape demonstra-se facilmente que esta é superior à velocidade de luz se o raio for inferior ao raio crítico chamado raio de Schwarzschild.
Para a massa do Sol obtemos um raio de Schwarzschild de cerca de 3 km. Mas como o Sol nunca colapsará num buraco negro, o raio dos buracos negros mais pequenos está entre 5 e 10 km.
O horizonte do acontecimento limita a superfície a partir da qual nenhuma informação consegue escapar do buraco negro.
Estes enxames de estrelas contêm entre algumas dezenas e algumas centenas de estrelas jovens. Estas estão razoavelmente separadas umas das outras e podem, normalmente, se resolvidas.
Pleiades
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Enxames globulares (ou fechados) de estrelas
Estes enxames de estrelas contêm cerca de 105 estrelas velhas. Estes enxames evidenciam uma distribuição esférica de estrelas, com grande concentração destas em direção ao centro do enxame, e com elevadas densidades espacias de estrelas.
Enxame globular M92.
São de entre os objetos mais velhos na Via Láctea e são cruciais para o estudo da evolução estelar. Há cerca de 150-200 enxames globulares na Galáxia.