Download - Evolução Estelar Aline Tiara Mota Tutora do Curso de Física EaD – Unifei [email protected]
Evolução EstelarEvolução Estelar
Aline Tiara MotaAline Tiara MotaTutora do Curso de Física EaD – UnifeiTutora do Curso de Física EaD – [email protected]@yahoo.com.br
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
Evolução
Nuvem de Gás
Anã Marrom
Anã BrancaSupernova/ Estrela de Neutrons Buracos Negros
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.
Formação de uma Formação de uma EstrelaEstrela
Lei da Gravidade
d
m1 m2
GásHidrogênio
CONTRAÇÃOGRAVITACIOANAL
Forma esférica
“Massa atrai Massa”
Exemplo: a grande massa da Terra atrai outros objetos que têm massa em sua direção. Início das
reações de Fusão
Nuclear
221..
dmmGF
G = 6,67.10-11 m3 kg-1 s-2
Mas a nuvem se contrai para sempre?
HH
Colisão entre átomos de H
Aumento da
Temperatura
Pressão TérmicaTemperatura
suficiente para
Fusão Nuclear
Como estão os átomos no interior estelar?
NívelFundamental
Átomo neutroNp = Ne
Átomo excitadoNp = Ne
NívelExcitado
Energia
Átomo ionizado (Íon)Np Ne
ElétronLivre
Energia
PrótonsNeutrons
Elétrons
Gás Plasma
Colisão entre átomos Aquecimento
Pressão Térmica = Contração Gravitacional
Equilíbrio Hidrostático
10 milhões de graus: H sofre fusão nuclear
Fusão do Hidrogêniopp
DNeutrino
Pósitron
p pHe4
p
He3
p
D
p
p
Neutrino
Pósitron
He3
• 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”.
11433
312
211
HHHeHeHe
HeHD
eDHH
1,4.1010 anos
6 segundos
106 anos
Fonte: Observatório Nacional
Um “Zoom” na queima do Hidrogênio
Esgotamento do H no núcleo CONTRAÇÃO He
H
Hidrogênio queima na
concha
Energia liberada na contração do núcleo expande as camadas que
esfriam
HeH
Fase Gigante Vermelha
Aldebaran – Gigante Vermelha
• 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.
Estágio Final da Vida Estágio Final da Vida de uma Estrelade uma Estrela
Tudo depende de sua massa!!!
• Estrelas com massa de 10% a 40% da massa do Sol:
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
Anã Branca
Sírius A e Sírius B (Anã Branca)
•Estrelas com massas iguais as do Sol:
Núcleo Isotérmico + Concha com queima de H + envoltório de H
HeH CONTRAÇÃO
Aumento da temperatura no núcleo
que até então era isotérmico
“Flash” do Hélio
Liberação de Energia Expansão do envoltório
Produtos:Carbono e Oxigênio
Ejeção das camadas externas
Nebulosa Planetária
Nebulosa Olho de gato - NGC 6543
• Ao mesmo tempo, o núcleo colapsa e se aquece, porém não atinge temperatura suficiente para queimar Carbono
Anã Branca de Carbono
• Estrelas com 3 a 9 massas solares:
Contração Gravitacional
suficiente para iniciar
a queima do He antes
que a matéria no núcleo
se torne degenerada.
Detonação do
Carbono
Supernova
• Estrelas com 30 massas solares:
HeH
CHe
FeSi
...Ao produzir o Ferro,
qualquer reação nuclearabsorve energia
Aceleração da contração
O que pode acontecer? Agora nada pode conter a “Contração”.
Esquema artístico de um Buraco Negro
Evolução Estelar
depende da
massa!
Diagrama HR
Sol
• Massa do Sol = 1,98.105 kg• Raio do Sol = 695 500 km• Densidade Média = 1409 kg/m3
• Densidade Central = 160 000 kg/m3
• Luminosidade = 3,9.1026 w• Temperatura Efetiva = 5785 K• Temperatura Central = 15 000 000 K