Evolução Estelar

1. Evolução Estelar

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

3. Buraco Negro Supernova ou Estrela de Nêutrons Anã Branca Anã Marron ou Planeta Nascimento, vida e morte de estrelas Gás

4. Como se formam as estrelas?

5. Pressão gravitacional Existindo massa, existe atração gravitacional

6. Gás Hidrogênio A forma geométrica de menor energia é a esfera. Contração gravitacionalde uma nebulosa Lei da atração gravitacional m m’ d F F F = Gm m’/d2

7. Nebulosa inicial Início das reações de Fusão Nuclear Nascimento de umaestrela Nasceu a estrela !

8. O que há no interior de uma estrela ? ?

9. Nível Excitado Elétron Livre Átomo excitado Np = Ne Íon = Átomo ionizado Np#Ne Átomos e Íons Nível Fundamental Átomo neutro Np = Ne Convenção Próton + Nêutron Elétron -

10. Gás e Plasma Gás Plasma

11. Excitação Ionização Desexcitação Fusão nuclear Energia Elemento mais pesado Aquecimento da proto-estrela

12. p p p p Pósitron Pósitron Neutrino Neutrino p p D D g g He3 He3 p p He4 Fusão do hidrogênio

13. Seqüência Principal Quando uma estrela nasce, diz-se que ela entrou no Período Principal de sua vida, também chamado de Seqüência Principal. A Seqüência Principal dura enquanto houver Hidrogênio no núcleo da estrela.

14. Como se descobre a composição química de uma estrela?

15. Prisma No Laboratório Hidrogênio! Gás Hidrogênio Composição química de uma estrela

16. Luz Branca Espectro contínuo Prisma Espectro de linhas Prisma Gás Hidrogênio Espectro de linhas Prisma Gás Hélio Decomposiçãoda Luz Sólido aquecido

17. H He Li . . Fe Catálogo de espectros Contínuo

18. Como nascem as estrelas

19. Nebulosa Trífida ( Sagitário )

20. Plêiades Estrelas Jovens

21. Nuvem Inicial Aglomerado Estelar Glóbulos de Bolk Aglomerado Estelar

22. Porque a estrelanão colapsa? ?

23. Vaporização da água Fusão do Gelo Temperatura 500 K 373 K A Temperatura de um corpo mede o grau de agitação caótica de suas partículas. 273 K 0 K

24. Mecha acesa Devido à temperatura, existe a pressão térmica. Pressão Térmica Ar frio Balão com mecha apagada

25. Expansão térmica Vai... Vem... Contração gravitacional Pressões atuantes numa estrela Partícula

26. PT <PG Contração PT =PG Equlíbrio PT >PG Expansão (Des)equilíbrioEstático PT = Pressão Térmica PG = Pressão Gravitacional

27. Como determinar a temperatura de uma estrela? Temperatura da superfície 5.000 k !

28. Corpo Negro Emite o máximo de energia em todos os comprimentos de onda para uma dada temperatura. Absorve toda a energia que possa incidir sobre ele. R Luminosidade:

29. 7000 K Lei de Stefan - Boltzmann 4000 K Fluxo de energia Comprimento de onda F = s T 4

30. Filtro Fotômetro Telescópio com medidor de luz

31. Sol Estrela como Corpo Negro Fluxo T = 5800 K Planck Comprimento de onda

32. Classificação espectral O 60.000 K B 30.000 K A 9.500 K F 7.200 K G 6.000 K K 5.250 K M 3.850 K Quente Fria

33. r Meço aqui na Terra T Planck Fluxo F = E / ( At ) R L Tipo estelar E,t Distância e raio de uma estrela T L F = L / ( 4 p r2) R r A L = ( 4 p R2 ) ( s T4 )

34. Evolução Estelar Para falarmos de evolução estelar, precisamos primeiro saber o que é uma estrela. Para a astronomia, estrela é um corpo gasoso no interior do qual ocorrem reações de fusão nuclear, formando elementos mais pesados e liberando, através dessas reações, energia - inclusive em forma de luz visível. As estrelas evoluem, e por isso dizemos que elas tem nascimento, vida e morte. É isso que nos interessa nessa parte do curso: saber como as estrelas evoluem, estudando-as desde seu nascimento até sua morte. Como veremos, esse estudo depende de muitos conhecimentos adquiridos ao longo da evolução da ciência como um todo. A evolução estelar segue uma linha definida: as estrelas nascem de uma nuvem de gás, evoluem enquanto as reações de fusão nuclear acontecem em seu interior, e depois morrem, atingindo seu estágio final.

35. O estágio final depende da massa da estrela: se a massa for muito pequena ela se tornará uma anã marrom ou um planeta; não houve massa suficiente para dar a partida nas reações nucleares e sendo assim o objeto final pouco ou nada brilha. Com massa mediana, como o Sol, a estrela se tornará uma anã branca, ou seja, uma estrela pequena mas de grande brilho. Estrelas mais massivas podem explodir em forma de supernova ou tornar-se uma estrela de neutrons. Um buraco negro seria o estágio final de uma estrela super massiva. Trataremos cada um desses casos individualmente mais tarde. Vamos entao estudar a evolução estelar, começando com a formação ou “nascimento” das estrelas.

36. Conforme já foi estudado, qualquer corpo que possua massa exerce atração gravitacional sobre outro corpo dotado de massa. É por isso que os objetos caem quando soltos próximos à superfície da Terra: eles sempre caem na direção do centro da Terra (centro de massa). Imagine agora uma grande massa de gas (normalmente hidrogênio) livre no espaço vazio. Todos os átomos desse gás, do interior ou da superfície, estão sujeitos à atração gravitacional produzida por todos os outros átomos. Isso resulta numa força resultante sempre puxando cada átomo para o interior da massa total. É como uma pressão tentando implodir a nuvem. Com o tempo, essa massa gasosa poderá se tornar bastante densa, com todos os seus átomos espremidos numa região central. A forma final dessa nuvem é esférica (se ela não estiver rodando). É assim que nasce uma estrela: a nebulosa inicial vai se condensando até concentrar uma grande massa de matéria em uma região relativamente pequena (pequena em comparação ao tamanho inicial da nebulosa, mas ainda poderá ser mior que o Sol). Quanto mais a matéria se condensa, mais atrito aparece entre suas partes e mais quente esse novo corpo vai ficando, até que ele atinge condições de temperatura e pressão suficientes para que as reações de fusão nuclear ocorram: a estrela nasceu, ou seja, começou a brilhar.

37. Para entendermos o que há no interior de uma estrela primeiro precisamos rever alguns conceitos. Vamos relembrar alguns estados em que podemos encontrar os átomos. Átomo neutro é aquele em que o número de prótons é igual ao número de elétrons, estando os elétrons orbitando suas camadas originais. Chamamos de átomo excitado o átomo que também possui o mesmo número de prótons e elétrons, mas algum elétron se encontra em outro nível, que chamamos de nível excitado. Isso quer dizer que o elétron trocou de camada. Existe também o átomo ionizado: átomos em que o número de elétrons é diferente do de prótons. Nesse caso o átomo, por algum motivo, perdeu ou ganhou um ou mais elétrons, ficando com uma certa carga.

38. Também precisamos entender a diferença entre gás e plasma, pois o que existe no interior das estrelas é na verdade um plasma. Gás é um estado da matéria em que os átomos não se encontram muito próximos um dos outros, e por isso essa matéria tem forma e volume variável. Plasma é um estado da matéria em que falar de átomos já não faz tanto sentido, afinal nesse estado os elétrons não estão mais ligados a seus prótons. Ficam todos misturados, em uma verdadeira sopa de núcleos atómicos e elétrons.

39. Durante o processo de contração da nebulosa átomos (normalmente hidrogênio) acabam se colidindo, podendo ter seus elétrons excitados ou mesmo arrancados do redor de seus núcleos, formando um plasma. Isso produz aquecimento da nebulosa. Com o passar dos (milhões) de anos esse aquecimento pode chegar a tanto que a velocidade de colisão entre dois núcleos (os elétrons a essa alta temperatura já foram expulsos de seus átomos) pode fundí-los, originando um núcleo mais massivo, ou seja, um novo elemento químico (normalmente o hélio). Esse processo ocorre quando a nuvem é tão densa que já podemos dizer que se formou um novo astro, uma estrela. Então, reações de fusão nuclear, como são conhecidas essas reações que fundem núcleos, ocorrem no interior das estrelas, pois somente alí tem-se temperaturas suficientemente altas. Para fundir hidrogênio em hélio são necessários 10 milhões de graus. No slide vemos a seqüência dessa reação, que produz além do hélio, radiações gama, prótons, neutrinos, etc.

40. Tudo bem que entendemos esse processo de fusão nuclear, mas para sabermos se é isso mesmo que acontece no interior das estrelas, primeiro precisamos saber o que há lá dentro. E como fazer para descobrirmos a composição química de uma estrela? Podemos descobrir a composição química das estrelas estudando a luz recebida delas, por um processo chamado de espectroscopia. Esse processo consiste basicamente em decompor a luz emitida por vários gases em laboratório e comparar os resultados com a decomposição da luz estelar. Quando decompomos a luz vinda de um corpo, através de um prisma, por exemplo, obtemos o espectro desse objeto, ou em que cores ele emite quando aquecido. A luz branca, ou um sólido aquecido, emite um espectro contínuo, por apresentar todas as frequências de luz (ou cores). Os gases, no entanto, emitem espectros específicos, como se fossem suas impressões digitais. O gás hidrogênio emite apenas certas frequências determinadas de luz, o hélio outras, e assim por diante. Com isso, podemos descobrir os elementos presentes no interior de uma estrela. Basta para isso compararmos as linhas de espectro encontradas na luz da estrela com as já obtidas em laboratório.

41. Já sabemos como nascem as estrelas, agora falta descobrirmos onde isso ocorre. As estrelas nascem em grandes nuvens de gases espalhadas no espaço: as nebulosas.. Na foto temos a nebulosa da Trífida, localizada na constelação de Sagitário, um berçario de estrelas. Ela recebe esse nome pois a região vermelha é aparentemente divida em três partes. Na foto podemos perceber duas colorações básicas: a vermelha e a azul. Essas cores indicam os gases presentes na nebulosa: o vermelho vem do hidrogênio e o azul vem do hélio, os principais gases que formam uma nova estrela. Podemos ver esses gases, no entanto, pois já existem estrelas formadas na nebulosa, que assim iluminam esses gases. Nesta outra foto temos um exemplo de estrelas que já nasceram: o aglomerado das pleiades, constituído por muitas estrelas recém-nascidas com apenas 100 milhões de anos! É bom que se diga que nem todas as nebulosas propiciam o nascimento de estrelas.

42. Um aglomerado estelar forma-se praticamente do mesmo jeito que uma estrela, ou seja, a partir de uma nuvem de gases inicial. Nessa nuvem, no entanto, formam-se os Glóbulos de Bolk: centros, dentro de uma nuvem interestelar, que atraem gravitacionalmente a matéria circundante. Essas regiões denunciam a condensação dos gases ali, e são mais escuras pois ainda não existem estrelas ali para iluminarem os gases. Por isso, enxergamos essa região mais escura em relação ao resto do céu, que possui estrelas. Esses glóbulos darão origem às estrelas.

43. Já discutimos sobre o nascimento das estrelas: elas se contraem gravitacionalmente até começarem as reações de fusão nuclear. Mas por que uma estrela não colapsa, ou seja, não implode, já que essa contração é inexorável? A resposta para a nossa pergunta está na temperatura. Mas o que é a temperatura? A temperatura de um corpo mede o grau de agitação de suas partículas. Ou seja, quanto mais quente um corpo estiver, maior será a agitação das partículas em seu interior. No caso de um gás, essa agitação faz com que ele se expanda e excerça uma pressão se estiver contido num recipiente. A pressão térmica também está presente em uma estrela: o núcleo, fonte de energia da estrela, é agora a nossa fonte de calor. Portanto, ele exerce pressão para fora sobre tudo o que o cerca.

44. Agora temos a resposta para a nossa questão: a estrela não colapsa, ou implode, porque nela existe equilíbrio entre a pressão, ou expansão térmica, e a contração gravitacional. Enquanto a força gravitacional da estrela puxa determinada partícula para dentro, a expansão térmica a empurra para fora, e assim a estrela se mantem em equilíbrio. Ao longo da vida de uma estrela esse equilíbrio poderá sofrer alterações com conseqüências drásticas. Poderá ocorrer três situações: se a pressão gravitacional for maior que a pressão térmica, a estrela estará em contração. Se as duas pressões forem equivalentes, a estrela estará em equilíbrio: manterá o seu tamanho. No entanto, se a pressão térmica for maior que a gravitacional, a estrela estará se expandindo.

45. Sabemos que a pressão depende da temperatura, mas temos um problema : como determinar a temperatura de uma estrela? Afinal, não podemos nem ir nem mardar uma sonda a uma estrela para tal finalidade! Para tanto, usaremos o conceito de corpo negro, ou seja, um que absorve toda a energia que incidi sobre ele e emite o máximo de energia em todos os comprimentos de onda para uma dada temperatura. Medidas em laboratório mostram que luminosidade de um corpo negro é proporcional a sua temperatura e a sua área; no caso de uma esfera proporcional ao quadrado de seu raio. Essas medidas também indicam que o fluxo de energia (energia por unidade de área e por unidade de tempo) que emana do corpo negro é uma função do comprimento de onda, ou cor, da radiação emitida. Todos sabemos que um pedaço de ferro pouco aquecido é avermelhado, enquanto um bastante aquecido torna-se mais esbranquiçado.

46. A forma do fluxo de energia em função da cor da radiação está indicada no slide: a cor que corresponde ao máximo de emissão depende da temperatura do corpo. Dessa maneira, medindo com um telescópio dotado de sensores óticos (fotômetros) o fluxo de energia em cada cor que a estrela emite podemos determinar a temperatura de sua superfície (as cores podem ser separadas com um prisma). Concluíremos, assim, que as estrelas azuis são mais quentes que as vermelhas (assim como um bloco de ferro azul é bem mais quente que um vermelho). No caso do nosso Sol, essa curva de fluxo indica que a temperatura de sua superfície é de aproximadamente 5800 graus. De acordo com a temperatura da superfície as estrelas são calssificadas segundo a nomenclatura mostrada no slide. Veja coma há estrelas bem mais quentes que o nosso Sol. O princípio acima também é utilizado para se medir a temperatura de fornos em siderúrgicas.

47. A luminosidade L de uma estrela é uma característica intrínsica da mesma, isto é, depende do tipo de estrela. Os astrônomos aprenderam com o tempo a classificar estrelas e determinar suas luminosidades. Por exemplo, há uma classe em que a luminosidade depende do período de pulsação do brilho da estrela (variáveis cefeidas); medindo esse período tem-se a luminosidade. Dessa forma, como sabemos a temperatura T da curva de fluxo versus cor, podemos determinar o raio R da estrela. Com esse raio R e medindo o fluxo de energia que chega aqui na Terra podemos saber a distância r que a estrela se encontra de nós. Para estrelas muito distântes esse é praticamente o único método. Para estrelas próximas podemos usar triangulação (método da paralaxe).