Evolução Estelar

1. Evolução Estelar Ruth Bruno

2. Evolução Estelar Ruth Bruno IF/UFF apod.nasa.gov

3. Formação das estrelas: um nascimento traumático Competição gravitacional: a formação estelar começa quando parte do meio interestelar – uma nuvem escura e fria – começa a colapsar devido a sua própria gravidade. O fragmento da nuvem se aquece à medida em que encolhe, e eventualmente seu centro se torna quente o suficiente para dar origem às reações nucleares. Neste ponto, cessa a contração, e nasce uma estrela. Eagle Nebula: colunas de gás frio e poeira no interior de M16 (nébula de emissão onde existem estrelas recém formadas). Ruth Bruno IF/UFF En.wikimedia.org

4. O que determina o colapso de uma nuvem interestelar? A temperatura de um gás é simplesmente uma medida da velocidade média de seus átomos e moléculas. Quanto maior a temperatura, maior a velocidade média, e portanto maior a pressão do gás. Se a força de pressão dos gases aquecidos for menor que a força gravitacional, a competição entre o calor e a gravidade resultará no colapso da nuvem. Calor versus Gravidade www.phy.olemiss.edu Ruth Bruno IF/UFF

5. Rotação versus Gravidade O calor não é o único fator que tende a se opor à gravidade. A rotação da nebulosa também compete com o puxão gravitacional, desenvolvendo um bojo em torno de seu plano equatorial. Astronomy Today À medida que a nuvem se contrai, ela deve girar mais rápido (para conservar seu momentum angular), e o bojo cresce – o material das bordas tende a ser lançado para o espaço. Eventualmente forma-se um disco plano, em rotação. Ruth Bruno IF/UFF

6. Para que o material permaneça na nuvem, a força gravitacional deve ser suficientemente intensa. Quanto mais rápida a rotação, maior a tendência do gás escapar, e maior é a força gravitacional necessária para manter o material. Assim, para que as estrelas possam nascer, as nuvens devem conter uma grande quantidade de massa. Ruth Bruno IF/UFF

7. Evolução pré-Seqüência Principal Ruth Bruno IF/UFF

8. Estágio 1 - Nuvem interestelar Início do colapso: uma porção da nuvem torna-se gravitacionalmente instável, fragmentando-se em pedaços menores. www.astro.iag.usp.br Ruth Bruno IF/UFF

9. Aglomeradode estrelas Aglomerado aberto de Pleiades – contém cerca de 3000 estrelas, espalhadas numa região com mais ou menos 13 anos-luz de diâmetro. Situa-se a aproximadamente 400 anos-luz de distância. www.astro.ufsc.br Ruth Bruno IF/UFF

10. Estágio 2 - Fragmento da nuvem colapsante • Ao contrair-se, o fragmento se torna tão denso que a radiação não consegue escapar, causando um aumento na temperatura e na pressão. • Com o aumento da densidade, cessa a fragmentação. Estágio 3 - Cessa a fragmentação • Com o aumento da temperatura e da densidade, o fragmento torna-se uma protoestrela. Neste estágio a pressão da radiação ainda não consegue superar a gravidade. Ruth Bruno IF/UFF Ruth Bruno IF/UFF

11. Surgimento da protoestrela – estágios 1-3 Ruth Bruno IF/UFF

12. Estágio 4 - Uma protoestrela • A temperatura do núcleo ainda não é suficiente para dar início às reações nucleares que fundem H em He. • Luminosidade da protoestrela: deve-se inteiramente à liberação de energia gravitacional Astronomy Today Ruth Bruno IF/UFF

13. Estágio 5 – Evolução protoestelar • Luminosidade: diminui chegando a cerca de 10 Lsol • O gás na região central torna-se completamente ionizado • O colapso continua, porém mais lentamente à medida que se aproxima da SP (quanto mais quente , menos energia é irradiada – menor a luminosidade e, portanto, menor a razão de contração). Estágio 6 – A estrela recém nascida A temperatura no núcleo já é suficiente para dar início à fusão de prótons em núcleos de hélio. Astronomy Today Ruth Bruno IF/UFF

14. Ruth Bruno IF/UFF Estágio 7 - A Seqüência Principal A pressão e a gravidade estão em equilíbrio Razão de produção de energia nuclear no núcleo = razão na qual a energia é irradiada da superfície. A maior parte da vida da estrela se passa na Seqüência Principal Evolução protoestelar: estágios 4-7

15. Simulação da evolução de uma estrela como o Sol, a partir da fase da Seqüência Principal A estrela passa para a fase de gigante, supergigante, ejeta uma nebulosa planetária e transforma-se em uma anã branca. Ruth Bruno IF/UFF

16. Evolução estelar: o papel da massa Ruth Bruno IF/UFF library.thinkquest.org

17. Estrelas de diferentes massas Astronomy Today Percursos evolucionários pré estelares para estrelas mais massiva e menos massiva que o Sol. O tempo necessário para uma nuvem interestelar se transformar em uma estrela da SP também depende da massa. Quanto maior a massa, mais rápida se dará a transformação. A SP não é um percurso evolucionário. É uma “estação” onde as estrelas permanecem a maior parte de suas vidas; as menos massivas na base, e as mais massivas no topo. Ruth Bruno IF/UFF

18. Estrelas que falharam Júpiter contraiu sob a influência da gravidade, e o calor resultante é ainda detectável, mas o planeta não teve massa suficiente para atingir a temperatura de ignição das reações nucleares. Triplo eclipse: sombras de Ganymede (esquerda), Callisto (direita) e Io . A lua Io é o disco branco, no centro e Ganymede é o disco azul. Ruth Bruno IF/UFF

19. Evolução de estrelas de pequenas massas Ruth Bruno IF/UFF

20. Da meia idade à morte – evolução das estrelas de pequena massa • M  8 Msol. • Virtualmente, todas as estrelas de pequenas massas que se formaram, ainda existem. • Enquanto a estrela se encontra na SP, seu combustível de hidrogênio lentamente se funde em hélio no núcleo. Astronomy Today Ciclo próton-próton Ruth Bruno IF/UFF

21. Depleção do hidrogênio no núcleo • Com a queima do H em He, a composição no interior da estrela varia com o passar dos anos. • O conteúdo de He aumenta mais rapidamente no centro da estrela, onde as temperaturas são mais altas e a queima é mais rápida. • 10 bilhões de anos depois o H continua queimando nas regiões mais externas. • A falta de H no núcleo leva à estrela a uma situação de instabilidade. Astronomy Today Ruth Bruno IF/UFF

22. Contração do núcleo de hélio • Apesar das altas temperaturas no núcleo, elas não são suficientes para queimar o He em C. • A gravidade no núcleo vence a radiação e este se contrai. • O aumento na temperatura do núcleo faz com que o H, nas camadas exteriores, queime violentamente. Ruth Bruno IF/UFF Astronomy Today

23. Ruth Bruno IF/UFF Caminhando para a fase de Gigante Vermelha Astronomy Today Enquanto o núcleo encolhe, as camadas externas se expandem devido à pressão exercida pelo gás nas regiões onde o H continua queimando. A estrela deixa primeiramente a SP (estágio 8), tomando o caminho para se tornar uma gigante vermelha. Sua luminosidade aumenta e a temperatura superficial diminui (estágio 9).

24. GIGANTE VERMELHA Betelgeuse é um exemplo de uma gigante vermelha. Situada na contelação de Orion, a 600 anos luz de distância, esta estrela é cerca de 1.000 vezes maior que o Sol é 10.000 vezes mais luminosa. Ruth Bruno IF/UFF commons.wikimedia.org

25. Fusão do He Quando a temperatura no núcleo de uma gigante vermelha alcança 108 K, inicia-se a fusão do He. • Devido às condições do estágio 9 (altíssimas temperatura e densidade), ocorre a degenerescência dos elétrons e a pressão de degenerescência passa a resistir à gravidade. • Quando a queima do He começa e a temperatura aumenta, não há um correspondente aumento na pressão, não há expansão do gás, não há queda na temperatura e não há estabilização do núcleo. Ruth Bruno IF/UFF

26. Ruth Bruno IF/UFF O clarão de He Pressão  constante Taxa de reação nuclear  aumenta Temperatura do núcleo  aumenta Por um período de poucas hora ocorre o clarão de He, durante o qual o He queima como uma bomba descontrolada. O núcleo expande, diminui a densidade e o gás retorna ao estado não degenerado. No diagrama HR, a estrela passa do estágio 9 para o estágio 10. Astronomy Today

27. Ruth Bruno IF/UFF O núcleo de carbono Astronomy Today Astronomy Today Alguns milhões de anos depois que se iniciou a queima de He, um núcleo de carbono se forma no interior da estrela enquanto que nas camadas externas, o hidrogênio e hélio continuam em combustão. Com o fim da queima de He, o núcleo da estrela se contrai, as camadas exteriores se expandem e a temperatura superficial diminui (estágio 11 no diagrama HR)

28. Nebulosa Planetária

29. Ruth Bruno IF/UFF Caminhando para a morte • Temperatura do núcleo  insuficiente para queimar o C • O densidade do núcleo aumenta, tornando os elétrons novamente degenerados. • Cessa a contração do núcleo e a temperatura pára de crescer • As camadas externas continuam queimando H e He. • Ocorre uma série de clarões de He. • As camadas externas pulsam mais e mais violentamente, tornando-se instáveis. • O envelope da estrela é ejetado para o espaço (estágio 12). Astronomy Today

30. Aparência da nebulosa planetária A camada de gás em torno do núcleo é muito fina. Ao longo da linha de visada, entre o observador e a estrela central, a quantidade de gás é muito pequena, tornando-se praticamente invisível. Nebulosa do Anel em Lyra Nebulosa Helix Ruth Bruno IF/UFF Astronomy Today

31. Nebulosa Olho de Gato heasarc.gsfc.nasa.gov Esta Nebulosa Planetária, a 3.000 anos-luz de distância, revela a possibilidade de ter se originado de um sistema binário de estrelas Ruth Bruno IF/UFF

32. Anã Branca A estrela remanescente (núcleo de carbono) no centro da nebulosa planetária continua a se desenvolver. Gradativamente seu tamanho vai se reduzindo até ficar quase do tamanho da Terra e sua temperatura e luminosidade vão diminuindo. Ruth Bruno IF/UFF

33. Ruth Bruno IF/UFF Explosões estelares 1- Vida após a morte para as anãs brancas: nova Nova Herculis Uma nova é uma estrela que subitamente aumenta em brilho e então lentamente vai retornando para sua luminosidade original. As novas resultam das explosões nas superfícies de estrelas anãs brancas, causadas pela matéria que cai sobre suas superfícies, provenientes da atmosfera de uma companheira binária maior.

34. Sistema binário Astronomy Today Uma anã branca em um sistema binário está tão próxima de sua companheira que seu campo gravitacional é capaz de atrair material da superfície da companheira. Ruth Bruno IF/UFF

35. Estágios finais da vida de uma estrela de grande massa Uma estrela de grande massa funde não apenas H e He, mas também C, O, e mesmo elementos mais pesados, enquanto seu núcleo continua a se contrair, e sua temperatura central continua a aumentar. À medida que a temperatura aumenta com a profundidade, as cinzas de cada estágio de fusão tornam-se o combustível para o próximo estágio. Astronomy Today Ruth Bruno IF/UFF

36. Colapso do núcleo de ferro • A fusão nuclear envolvendo Fe não produz energia; o Fe atua como se fosse um extintor de incêndio, amortecendo o inferno no interior estelar. • Apesar da altíssima temperatura do núcleo, a força gravitacional supera a pressão do gás quente e a estrela implode. • Ocorre a fotodesintegração: os fótons altamente energéticos dividem o Fe em núcleos cada vez mais leves até que apenas prótons e nêutrons permanecem no núcleo. • Em menos de 1 segundo, o núcleo em colapso desfaz todos os efeitos da fusão nuclear que ocorreram durante os 10 milhões de anos anteriores. Ruth Bruno IF/UFF

37. Neutronização do núcleo • Na fotodesintegração, parte da energia térmica do núcleo é absorvida. O núcleo esfria, a pressão é reduzida e o colapso é acelerado. • Aumentando a densidade, os elétrons e prótons se combinam produzindo nêutrons: p + e  n + neutrino • Devido à pressão de degenerescência do nêutron, o colapso começa a diminuir. • Quando cessa o colapso, a densidade do núcleo é muito alta e o núcleo volta a expandir. • O núcleo ressoa, produz ondas de choque que varrem as camadas externas da estrela com grande velocidade e a estrela explode. Ruth Bruno IF/UFF

38. Supernovas Simulação da explosão de uma estrela massiva ao atingir o estágio de supernova. Animação de NASA/CXC/D.Berry & A.Hobart Ruth Bruno IF/UFF

39. Supernova 1987A Em fevereiro de 1987, uma estrela na Grande Nuvem de Magalhães explodiu, liberando uma tremenda quantidade de gás, luz e neutrinos no espaço interestelar Ruth Bruno IF/UFF

40. Supernovas Tipo I e Tipo II Astronomy Today Ruth Bruno IF/UFF

41. ESTRELAS DE NÊUTRONS O que resta da explosão de uma Supernova? Tipo I : pouco provável que sobre alguma coisa após a explosão Tipo II : sobrevive uma pequena e ultracomprimida “estrela”, composta quase que inteiramente de nêutrons. Sua massa é maior que a do Sol e seu tamanho não ultrapassa em geral um diâmetro de 20km. Uma colher de chá da massa desta estrela pesa cerca de 100 milhões de toneladas Uma pessoa de 70 kg pesaria o equivalente na Terra a 1 bilhão kg http://www.sentandoapua.com.br Ruth Bruno IF/UFF

42. Uma estrela de nêutrons solitária Credit: F. Walter (SUNY Sony Brook), WFPC2, HST, NASA Ruth Bruno IF/UFF

43. Pulsares Propriedades importantes das estrelas de nêutrons: 1- giram muito rapidamente, com períodos de frações de segundos. 2- possuem intensos campos magnéticos. Estas características são especialmente observadas nos pulsares. Astronomy Today Ruth Bruno IF/UFF

44. Simulação de um pulsar, mostrando o feixe de luz orientando com os pólos magnéticos. Ruth Bruno IF/UFF

45. Pulsares de raios X Imagem de dois pulsares de raios X: Geminga e o pulsar na Nébula de Crab. Ruth Bruno IF/UFF

46. Buracos Negros Se na explosão de uma Supernova a matéria que resta no núcleo for muito grande, a gravidade vencerá a radiação de uma vez para sempre e o núcleo central colapsará eternamente. O objeto resultante não emitirá nem luz, nem qualquer outro tipo de radiação ou qualquer informação. No estágio final da evolução de uma estrela super massiva surge o buraco negro. Ruth Bruno IF/UFF www.papers.boysmakesh.com

47. Evidências da existência de um buraco negro Cygnus X-1, fonte de raios X largamente aceita como um buraco negro, de massa igual a 10 Msol, orbitando uma estrela azul gigante. Jato emitido pela galáxia M87, possivelmente causado por um buraco negro supermassivo no centro da galáxia. Ruth Bruno IF/UFF

48. Ruth Bruno IF/UFF

49. Geometria do Buraco Negro www.papers.boysmakesh.com Ruth Bruno IF/UFF

50. Aproximando-se de um buraco negro Ruth Bruno IF/UFF