Universidade Federal do ABC Ensino de Astronomia UFABC ... · magnitude absoluta e classificação...

Universidade Federal do ABCEnsino de Astronomia UFABC

2016

Michelle Rosae-mail: [email protected]

Aula 12:Estrelas parte II

Síntese

• Na aula anterior vimos que o meio entre as estrelas é formado porgás+poeira interestelar.

• Estes podem se aglomerar formando as nuvens interestelares (nebulosase nuvens moleculares)

• Estes aglomerados, mais precisamente as nuvens moleculares são os "berçários de estrelas". Estas nuvens colapsam e se fragmentam.

• Após essa fragmentação, dependendo de sua massa se tornam instáveisgravitacionalmente e colapsam

• A matéria se condensa e forma um núcleo que começa a girar e ficarcada vez mais denso.

• É formado um disco, onde pode haver a formação de planetas

• A matéria que cai neste núcleo é expelida e a estrela pode ser vista

• Assim que a temperatura for suficiente para que ocorra a fusão de H emHe, consideramos que a estrela nasceu

Síntese

Na aula anterior vimos o processo pelo qual as estrelas nascem.

Agora, vamos ver a vida das estrelas até sua morte e os processos envolvidos.

Como as estrelas vivem?

Vimos que a vida da estrela é uma batalha constante entre agravidade e a pressão gerada por várias forças.

Para a estrela se manter íntegra, sem ceder à gravidade, ela precisagerar energia. Essa energia vem da fusão.

A fusão só é possível por que a alta temperatura e pressão na estrelafazem com que os núcleos dos átomos se fundam, e criem novoselementos químicos.

A fusão começa com os átomos de Hidrogênio que se fundem eformam Hélio.

Vida das Estrelas

Por Borb, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=680469

https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=680469

Energia das Estrelas

Para a fusão de H em He:

Massa do hidrogênio: 1.67372×10−27 KgMassa do Deutério: 3.44×10−27 KgMassa do Hélio:6.64648×10-27 Kg

Porém a soma de 2 deutérios é igual à:2 deutérios =6.88×10−27Kg

Então, temos uma diferença de:Diferença:0.23352×10−27Kg

Com a fusão de 2 átomos de Hidrogênio, amassa do He resultante é menor quesimplesmente a soma das massas de 2átomos de H.

Para onde foi a matéria?10-27 = Yg-> Yoctograma

Energia das Estrelas

A fusão nuclear libera energia.Através da famosa relação de Einsten:

Essa diferença de massa é o que é transformado em energia. Essaenergia faz com que a estrela brilhe e não colapse sob a força dagravidade.

E=MC²

Vida das Estrelas

Se a estrela precisa realizar o processo de fusão para ter energia,assim que não há mais “combustível” para este processo, ela chegaao seu fim.

Todas as estrelas nascem de forma parecida, e assim como a massainfluencia a formação da estrela, ela também define como será seudesenvolvimento e morte.

A vida de uma estrela é uma constante batalha entre a gravidade,que a faz contrair, e a pressão interna, que a faz expandir.

Vida das Estrelas

Pressão interna

Gravidade

Gravidade

GravidadeGravidade

Quando a gravidade e pressão estão balanceadas, a estrela está emequilíbrio hidrostático.

Mas, o que acontece quando transformações dentro da estrelafazem com que a pressão interna ou a gravidade predomine ?

A estrela irá expandir ou contrair até atingir novamente umequilíbrio. Isso pode levar a mudanças significativas de tamanho,brilho e cor.

Vida das Estrelas

Classificação das Estrelas

Existem dois tipos de classificação:• Classificação Espectral de Harvard• Diagrama de Hertzsprung-Russell



Classificação espectral de Harvard• A classificação de Harvard originalmente foi uma classificação

espectral, pela intensidade de linhas espectrais (de absorção), principalmente de linhas de H.

• Mais tarde foi descoberta uma correlação entre tipo espectral e temperatura.

• Para a classificação, são levados em conta• Temperatura;• Cor (de acordo com a vista da Terra);• Massa;• Tamanho;• Luminosidade.

Outros aspectos são calculados com comparações ao nosso Sol.

M = Massa do SolR = Raio do SolL = Luminosidade do Sol

* Nosso Sol é uma estrela do tipo G

Oh Be A Fine Girl, Kiss Me

https://pt.wikipedia.org/wiki/Classifica%C3%A7%C3%A3o_estelar#/media/File:Morgan-Keenan_spectral_classification.png

https://pt.wikipedia.org/wiki/Classifica%C3%A7%C3%A3o_estelar#/media/File:Morgan-Keenan_spectral_classification.png


Classificação espectral de Harvard

• A correlação com massa, tamanho e luminosidade não étão boa assim.

Por exemplo:Uma estrela da Sequência Principal (Anã) de baixatemperatura tem massa menor, e tamanho e luminosidademuito menor que uma Gigante Vermelha, mas ambos têmtemperatura baixa e espectros similares e são, portanto,classificados como tipo M.


Diagrama de Hertzsprung-RussellÉ um gráfico onde as estrelas são distribuídas relacionando suamagnitude absoluta e classificação estelar, ou luminosidade, etemperatura efetiva.

Magnitude absoluta é o tamanho que um objeto teria à umadistância padronizada. A distância padrão é de 10 parsecs (emtorno de 32,616 anos luz, ou 3×1014 Km).

Tanto a luminosidade como a temperatura de uma estrela, sãocaracterísticas facilmente determináveis para estrelas dedistâncias conhecidas: a primeira pode ser encontrada a partir damagnitude aparente, e a segunda a partir de sua cor ou tipoespectral.

http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node2.htm


Evolução estelar

Evolução Estelar

Se comparada à vida humana, a evolução estelar é extremamentelenta, pois é da ordem de milhares de anos.

Em 5000 anos de observação, a maioria das estrelas não apresentougrandes mudanças.

Imagem: https://pt.wikipedia.org/wiki/Evolu%C3%A7%C3%A3o_estelar

https://pt.wikipedia.org/wiki/Evolu%C3%A7%C3%A3o_estelar

Evolução Estelar

Temos muitas dificuldades em observar a evolução das estrelas, porisso criamos modelos que nos ajudem a explicar esse processo.

O aspecto mais importante em uma estrela é sua massa. É a massaque define como esta estrela nasce e se desenvolve.

A estrela passa por diversas etapas durante sua vida. Todasdependem de sua massa.

Lembrando da aula passada:• Se a massa for menor que 0.072Mʘ a temperatura é menor que

107K. Nesta temperatura a fusão não se estabiliza e temos aformação de uma anã marrom. A estrela frustrada.

• Se a massa for maior que ~150Mʘ a temperatura é muito alta e afusão começa antes da formação da estrela, e isso desfaz a estrelaantes mesmo de ela se formar.

Evolução Estelar

Evolução Estelar

• Se a massa estiver dentro deste intervalo, de 0.072Mʘ a ~150Mʘ, aqueima do Hidrogênio começa, e assim nasce uma estrela.

Passando do estágio de formação, temos:

• Até ~2Mʘ: Estrelas de baixa massa• De ~2Mʘ a ~10Mʘ: Estrelas de massa intermediária• Acima de 10Mʘ : Estrelas de alta massa

• Os limites para estrelas de baixa massa são bem estabelecidos. Já oslimites para estrelas de massa intermediária não são muito bemdefinidos, podendo variar muito com os modelos.

• O valor da massa é referente a estrela aqui é referente à estrela inteira.

Evolução Estelar

Estrelas passam por várias etapas. Estrelas como o Sol passam porquatro etapas principais:

• 1º Fase: Queima de Hidrogênio

• 2º Fase: Gigante Vermelha

• 3º Fase: Queima de Hélio

• 4º Fase: Gigante do ramo Assintótico

1° fase – Queima de Hidrogênio


• O núcleo chega a uma temperatura maior que 107K, o quepermite a fusão e consequentemente a formação de Hélio.

• Este processo de fusão acontece no núcleo da estrela.

• Como visto nas aulas anteriores, a produção de Hélio é feita pelociclo p-p

Se a massa da estrela for de 1.2Mʘ a temperatura atinge 15×106K, o que é quente o suficiente para que ocorra um outro processo: o ciclo CNO


O ciclo CNO é uma outra forma de estrelas com massas maiores que o Sol fazem para formar Hélio.

Sobre o transporte de Energia

Nesses processos, ocorre a geração de energia.Essa energia gerada no núcleo é transportada para fora. O modo que issoacontece depende da massa da estrela. Existem 2 processos envolvidos: otransporte por convecção e por radiação (lembrando da aula sobre o Sol):

Convecção: é a transferência de calor através de um fluído que ocorre devido ao

movimento do próprio fluído.

Radiação: é uma forma de transferência de calorque ocorre por meio de ondas eletromagnéticas.Como essas ondas podem propagar-se no vácuo,não é necessário que haja contato entre os corpospara haver transferência de calor.

http://mundoeducacao.bol.uol.com.br/fisica/radiacao-conducao-conveccao.htm

http://mundoeducacao.bol.uol.com.br/fisica/radiacao-conducao-conveccao.htm

Se a massa da estrela é menor que 0.4Mʘ, a energia é transportadapor convecção.


Se a massa da estrela estiver entre 0.4Mʘ e 4Mʘ a energia étransportada por radiação até regiões mais afastadas do núcleo edepois transportada por convecção para fora;


Se a massa da estrela for maior que 4Mʘ, ocorre o processo inverso,a energia é transportada por convecção para as regiões maisafastadas do núcleo e depois transportada por radiação para fora.



Assim, a estrutura interna de uma estrela como o Sol pode apresentar 3regiões principais:

• Um núcleo, onde ocorre a geração de energia pela fusão deHidrogênio em Hélio

• Uma zona convectiva• Uma zona radiativa

• Antes de se tornar uma gigante vermelha, a estrela passa por uma fasede transição chamada Subgigante.

• Nesta fase de subgigante, a estrela é mais brilhante que as estrelas dasequencia principal, porém ainda não é tão brilhante quanto as gigantes.

• Em estrelas com massa acima de 1.25 Mʘ, essa fase é tão curta queraramente é observada.

http://www.if.ufrgs.br/fis02001/aulas/Aula20-122.pdf


2° fase – Gigante Vermelha

Após queimar todo o Hidrogênio em seu núcleo, a estrela passa por uma transformação.

A fusão ocorre em uma fina camada ao redor do núcleo, e como a energia não é suficiente, o núcleo colapsa.

O núcleo da estrela se contrai e a camada acima dele cai sobre ele, pois o peso das camadas superiores é maior do que ele pode suportar, já que a pressão interna é menor.

Como o balanço entre gravidade e pressão é perdido, o colapso do núcleo aumenta:

• a temperatura da estrela em regiões internas;• a camada que queima H;• a luminosidade da estrela.





As camadas externas se reajustam. O envelope também se aquece eexpande, em reação a superfície da estrela esfria.

Nessa fase a temperatura na estrela cai. Isso faria sua luminosidadediminuir, porém como seu tamanho aumenta, devido a expansão doenvelope, a luminosidade também aumenta.

Isso faz com que a estrela caminhe pelo diagrama Hertzsprung-Russell,indo para a direta, tornando-se Subgigante e depois para cima, tornando-se Gigante Vermelha.



Subgigante

http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula08.pdf


3° fase – Queima de Hélio

3° fase – Queima de Hélio

• A temperatura no núcleo atinge 100 milhões de Kelvin, essatemperatura é alta o suficiente para formar Carbono.

• O processo de formação de Carbono é o α triplo

• Quanto às massas:• Estrelas com massas menores que 0.45Mʘ não alcançam a

temperatura necessária para realizar este processo.

• Para estrelas com massas entre 0,45 Mʘ e 2Mʘ essa reação começa de forma drástica, num processo chamado “flash do hélio”.

• Já para estrelas com massas maiores, o inicio da fusão em Hélio ocorre de forma mais suave.



https://docs.google.com/viewer?a=v&pid=sites&srcid=ZGVmYXVsdGRvbWFpbnxsYXBhdWx1Y2NpfGd4OjIxYWUwM2VhMzFlMzlhNDQ


3° fase – Queima de Hélio• Acima do núcleo existe uma camada que ainda queima

Hidrogênio. Enquanto o núcleo se expande, o envelope secontrai e esquenta.

• Neste ponto a estrela se desloca doramo de gigantes vermelhas paraum ramo chamado RamoHorizontal, por um caminho aindanão muito bem conhecido. Aindanão foi observada uma estrelafazendo esse caminho.



4° fase – Gigante do Ramo Assintótico


• Após a queima do Hélio acabar, o núcleo se contrai mais uma vez.

• Temos então 3 camadas:• O núcleo.• A camada acima do núcleo que continua a queimar Hélio.• A camada acima da anterior, quecontinua a queimar Hidrogênio.

A estrela se desloca mais uma vez no diagrama, agora para Gigante do

Ramo Assintótico.



• Nessa fase, a estrela é maior e mais luminosa do que na fase degigante vermelha.

• No fim desta fase a estrela sofre pulsos térmicos e ventos queejetam C, N e O.

• Como a estrela não tem temperatura suficiente para realizar aqueima do Carbono, a energia é produzida apenas nas camadasexternas, e este envoltório se torna instável. Assim ele é ejetado auma velocidade de algumas dezenas de Km/s.

• Essa é a origem de parte desses elementos no Universo.




Morte das Estrelas

A morte da estrela

• A morte da estrela ocorre quando a gravidade começa a ganhar da pressão.

• Após alguns bilhões de anos a estrela não consegue mais sustentar os processos de fusão que geram energia.

• Neste momento, ocorrem transformações, que assim como toda a formação da estrela, dependem da massa, e ditarão seu destino final.

• Como a gravidade começa a vencer, a estrela começa a contrair e a temperatura aumenta, até o ponto em que ela colapsa.

• Este colapso dá origem a outros corpos celestes.

Morte das Estrelas

De baixa Massa!

Morte das estrelas – Baixa massa

• São consideradas estrelas de baixa massa as estrelas que têmmassa total de até 2Mʘ e um núcleo com massa menor que 1,4vezes a Massa do Sol.

• O destino final de uma estrela como esta é ser uma Anã Branca.

• As Anãs brancas são objetos muito densos. Algumas podem ter otamanho da terra e a massa do Sol.

• Inicialmente elas são quentes, mas esfriam rapidamente,emitindo radiação ultravioleta.

• Devido ao seu tamanho possuem baixa luminosidade e ocupam aparte mais baixa do diagrama HR.

• Uma anã branca é o núcleo que sobrou da estrela após as outras camadas terem sido expelidas.

• Este núcleo se mantém estável devido à pressão de degeneração eletrônica.

• Como a pressão e a temperatura em seu interior é extremamente alta, o carbono assume uma nova forma.


Quase isso...A comparação com diamantes, é mais uma licença poética do queuma comparação de fato. A estrutura que o carbono adquire nonúcleo de uma anã branca é muito mais densa do que umdiamante real.

• As estrelas com núcleo com uma massa menor que 0.5Mʘ nãochegam a queimar Hélio, elas viram Anãs Brancas de Hélio.

• Entretanto isso demora mais do que a atual idade do Universo,que tem cerca de 13.7 bilhões de anos. As observadas têm outraorigem, são estrelas com núcleo de hélio que perderam ascamadas externas por interação com outras estrelas. ( veremosestas interações adiante).



Nebulosa planetária• Quando a estrela se torna uma anã branca, ela ejeta seu

envelope, que é feito de gás ionizado.

• Esta “explosão” faz com que uma “nuvem” se forme. Essa nuvem possui um brilho avermelhado, devido ao Hidrogênio e Nitrogênio, ionizados, e um brilho azul do Oxigênio.

• O nome “ nebulosa planetária” vem do fato que, se vistas de pequenos telescópios elas podem se parecer com planetas. Mas não possuem relações com eles.

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/09/Artist's_impression_of_supernova_1993J.jpg

Anã Branca

Nebulosas Planetárias

Núcleo

Nebulosa do Anel (M57) – constelação de Lira.http://www.ccvalg.pt/astronomia/nebulosas/nebulosas_planetarias/m57.jpg

http://www.ccvalg.pt/astronomia/nebulosas/nebulosas_planetarias/m57.jpg

Nebulosa Olho de Gato

Nebulosa planetária Abell 39

http://1.bp.blogspot.com/_Y_7hig-xGJM/TOFU6k7oOZI/AAAAAAAAAPs/WNl4b6E-pVc/s1600/02+-+Abell+39.jpg

http://1.bp.blogspot.com/_Y_7hig-xGJM/TOFU6k7oOZI/AAAAAAAAAPs/WNl4b6E-pVc/s1600/02+-+Abell+39.jpg

• Depois de mais ou menos 50 mil anos, esses elementos semisturam com o meio interestelar. Sim, aquele que pode formaraglomerados e dar origem à novas estrelas.

• Estão entre os objetos mais bonitos observados.

• Aqui termina o desenvolvimento deste tipo de Estrela:

Sem mais produzir energia nuclear, agora só resta a energia térmica, a anã branca continuará brilhando cada vez menos à medida em que for esfriando, e hipoteticamente, num futuro distante, se tornará um objeto frio, denso e escuro chamado anã negra.

Modelo de evolução: http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/mevolsol.gif

http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node14.htm#a



http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/mevolsol.gif

http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node14.htm#a


Morte das Estrelas

De Massa Intermediária!

Morte das estrelas – Massa Intermediária

• Para estrelas cujo núcleo tem massa total maior que ~2 vezes a massa do Sol e núcleo com massa maior que 2,2 vezes a massa do Sol, o seu destino é se tornar uma estrela de Nêutrons.

• Estrelas com essa massa, passam pela fase de Supergigante e formam um núcleo de Ferro.

• Isso tem como consequência uma morte catastrófica!

• Até aqui, vimos que estrelas com massas intermediárias conseguem atingir altas temperaturas e pressão dando continuidade ao processo de fusão até formar o Fe.

• A produção e queima destes elementos acontecem em camadas, onde os elementos mais pesados ficam mais próximos ao centro. Assim, essas estrelas formam núcleos de Fe.

Morte das estrelas – massa intermediária

Imagem: http://astropt.org/blog/wp-content/uploads/2014/03/threshold03_gallery01_02.jpg?1ae1ed

• Até o ferro, a fusão nuclear acontece de forma “espontânea”. O ferro é o último elemento no qual , para criá-lo, a estrela gera energia. Elementos mais pesados do que o ferro gastariam energia para serem feitos.

• Elementos mais pesados precisam de muito mais energia para serem criados, por isso só surgem num momento especial: na morte da estrela.

Morte das estrelas – Grande Massa

• Fusão de Hidrogênio → Hélio.

• Fusão de Hélio → Carbono, Oxigênio e Neônio.

• Fusão de Carbono, Oxigênio e Neônio → todos os elementos até o Silício.

• Fusão de Silício → todos os elementos até o Ferro.


6 × 108 KCarbono→Neônio e Hélio

28𝑆𝑖

28𝑆𝑖

56𝑁𝑖

56𝐶𝑜

56𝐹𝑒

𝑒− 𝜐

𝑒−

𝜐

20𝑁𝑒

4𝐻𝑒

20𝑁𝑒

16𝑂24𝑀𝑔

4𝐻𝑒

16𝑂

16𝑂

12𝐶

12𝐶

1.5 × 109 K Oxigênio→Silício e Hélio

1.2 × 109 KNêonio→magnésio e Oxigênio

2.7 × 109 K Silício→Níquel e Cobalto

(rapidamente) →Ferro

• Com esse núcleo de Fe, a estrela não consegue mais realizar o processo de fusão, e assim não produz mais energia.

• Assim a gravidade vence a pressão, e comprime mais o núcleo vencendo a pressão de degeneração eletrônica, fazendo surgir uma estrela de nêutrons instável.

• O núcleo colapsa violentamente sobre seu próprio peso em alguns segundos.




• As camadas superiores, contendo aproximadamente 90% da massa da estrela, colapsam sobre este núcleo e, após o comprimirem ao máximo são empurradas para fora, com velocidades de milhares de quilômetros por segundo. Esta explosão é chamada Supernova.

• Tanta energia é liberada nessa explosão que a estrela brilha tanto quanto todas as estrelas da galáxia juntas!

• O que resta dessa explosão é uma estrela de Nêutrons.

• Simulação: http://giphy.com/gifs/supernova-snhtml-I5KLRmuu8jGzS

• falaremos mais sobre o momento da Supernova adiante!



http://giphy.com/gifs/supernova-snhtml-I5KLRmuu8jGzS



• A pressão de degenerescência dos nêutrons impede que a estrela continue colapsando desde que sua massa final seja menor do que 3 massas solares.


• Uma Estrela de Nêutrons é um objeto extremamente denso: com massa de ~1,4 Massas solares e um raio de cerca de apenas 20km.


• São estrelas de nêutrons que giram muito rapidamente.

• Se o eixo de rotação não coincidir com o eixo magnético,um pulso de raio-X é visto pelo observador de formaperiódica.

• A periocidade dos pulsares é tão exata quanto relógiosatômicos usados em satélites.

Pulsares

Imagem: X-ray: NASA/CXC/Univ of Toronto/M.Durant et al; Optical: DSS/Davide De Martin http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/multimedia/vela2012.html#.VVtXyFVVhBc

O Pulsar de Vela está cerca de 1.000 anos-luz da Terra, tem cerca de 19,31 Km de diâmetro, efaz mais de 11 rotações completas a cada segundo, mais rápido do que um rotor dehelicóptero.

https://physicsforme.files.wordpress.com/2011/05/neutron-stars-may-gradually-become-strange-stars-2.jpg

Esquema de um Pulsa genérico


• Na formação de Fe termina a produção de elementos químicospela estrela, pois os elementos acima deste necessitam de muitaenergia para serem formados.

• Cada mudança na produção de novos elementos gera menosenergia, fazendo com que cada fase fique mais curta.

• Nessa fase, a estrela oscila em caminhos horizontais no diagramaHR, mas sua luminosidade é constante.

Se as estrelas conseguem produzir elementosquímicos somente até o Ferro, como explicar aexistência de outros elementos químicos alémdesse?


• Para produzir estes elementos, a temperatura e pressão tem queser muito maiores do que a estrela pode produzir em sua vida,por isso, essa produção só ocorre no momento final da vida deuma estrela, exatamente em sua morte.

• A supernova é o momento onde essas condições são satisfeitas.

• Como a temperatura e a densidade são extremamente altas,elementos mais pesados que o Ferro, como o Níquel, Cobre,Zinco, Bário e Chumbo, são criados por um curto período detempo.

• As Supernovas espalham estes elementos pelo meio interestelar,ajudando na criação de novas estrelas e nuvens interestelares.

Supernovas

• Nesse instante o núcleo implode e o restante da estrela explode, no que chamamos de Supernova.

Supernovas

Imagem: Adam Bloco , Mt. Lemmon SkyCenter , U. Arizonahttp://apod.nasa.gov/apod/ap140124.html

Essa foto foi feita em 21 de janeiro de 2014. Ocorreu na galáxia M82 que está a 12 milhões de anos-luz de distância (a explosão da supernova aconteceu 12 milhões anos atrás, que a luz só agora está atingindo a Terra), tornando supernova SN 2014J um dos mais próximos a ser visto nas últimas décadas.


Os Buracos Negros

• Um outro destino final para uma estrela é ela se tornarum buraco negro.

• Uma estrela se torna um buraco negro quando é supermassiva, mais ou menos com 10 vezes a massa do Sol.

• A estrela sofre o mesmo processo que leva à criação deuma anã branca, porém, como a estrela original possuíamuito mais massa, ela acaba por sucumbir pela própriagravidade, criando um corpo altamente denso, com umcampo gravitacional muito forte.

Buracos Negros

Resumindo – Morte das Estrelas

• Em resumo, a morte da estrela, assim como seu nascimento e otipo de vida que levará, depende da sua massa.

• Assim, podemos classificar a morte delas em três tipos:

• Massa menor 1.4Mʘ→ Gigante Vermelha → Anã Branca

• Massa maior que 1.4Mʘ e menores que 10Mʘ → Supernova →Estrelas de Nêutrons

• Massa maior que 10Mʘ → Buraco Negro

• Esses limites são bastante flexíveis e ainda não são bemconhecidos com muita precisão e variam conforme os modelos eobservações vão avançando.

Morte das Estrelas

Estrelas Variáveis

Estrelas Variáveis• São estrelas normais, porém, periodicamente suas

propriedades mudam.

• São usadas para a medição de distâncias junto com amagnitude aparente.

• Foram importantes paraajudar Edwin Hubble,em 1923, a determinarque o Universoconsistia em mais doque a Via Láctea.

Estrelas Variáveis• Estrelas variáveis são pulsantes, e suas propriedades como

luminosidade, Temperatura e raio variam periodicamente.

• Temos dois tipos de estrelas variáveis que foram muitoimportantes para que pudéssemos definir o tamanho de nossagaláxia e a distância de nossos vizinhos, são:• RRLyraes, estas têm período de pulsação entre 0,5 e 1 dia.• Cefeidas, estas têm o período de pulsação entre 1 e 100 dias.

Quando uma variável Cefeida ou RR Lyrae pulsa, a superfície da estrela oscila como uma mola. Consequentemente, o gás dentro das estrelas se esquenta e se esfria alternadamente.

Estrelas Variáveis

A curva de luz da estrela é então o resultado destas mudanças, que acarretam também mudanças tanto no tamanho quanto na temperatura superficial da estrela.

http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap13.pdf

• Mas, se a estrela não tivesse um “mecanismo” que impulsionasse estas oscilações, em algum momento elas cegariam ao fim.

• Em 1941 A. Eddington explicou como seria esse mecanismo: • De acordo com a teoria proposta, a estrela é mais opaca

quando comprimida.

• Quando a estrela é comprimida, o calor preso empurra a superfície da estrela para fora até o ponto onde esta não é mais suportada pela pressão de radiação.

• Neste momento a superfície volta a cair, pela força da gravidade, para dentro da estrela e se completa um ciclo de pulsação para se iniciar o próximo.

Aglomerados Estelares

http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula08.pdfhttp://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap13.pdf


http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap13.pdf


• Como mencionado na aula anterior, são formados apartir do colapso de uma grande nuvem de gás.

• Como surgem da mesma nuvem, possuem a mesmaidade e composição química.

• Na via láctea podemos observar 2 tipos deaglomerados:• Aglomerados abertos• Aglomerados Globulares


Aglomerados globulares são gruposconcentrados de centenas ou milharesde estrelas muito velhas quesão gravitacionalmente ligadas

Aglomerados abertos são grupos maisdispersos de estrelas, geralmente contendomenos que algumas centenas de membros,normalmente muito jovens. Aglomeradosabertos são rompidos com o tempo pelainfluência gravitacional de nuvensmoleculares gigantes

• O estudo dos aglomerados estelares é de grandeimportância, trazendo indícios sobre:

• As idades de estrelas;

• A idade da Via Láctea;

• As idades de outras galáxias com aglomeradosobserváveis;

• Um limite mínimo para a idade do Universo.


Imagem: http://hypescience.com/wp-content/uploads/2012/08/ciclo-de-vida-estrela.jpg

Vimos que as estrelas criam os elementos químicospresentes na tabela periódica, durante sua vida e esteselementos são espalhados pelo universo no momentoda morte da estrela. Estes mesmos elementos estãopresentes aqui na Terra, e em nossos corpos.

Somos poeira das Estrelas!

Isso é tudo, pessoal!

• Sites

• http://www.if.ufrgs.br/fis02001/aulas/Aula20-122.pdf

• http://www.if.ufrgs.br/~fatima/glossario.html#pressao-degenerada

• Material de aulas

• Laura Palucci

Aula 06: https://docs.google.com/viewer?a=v&pid=sites&srcid=ZGVmYXVsdGRvbWFpbnxsYXBhdWx1Y2NpfGd4OjIxYWUwM2VhMzFlMzlhNDQ

• Pieter Westera


• Yuri Fregnani

Estrelas II- Ensino de Astronomia UFABC – 2015

• Livro

• Astronomia e Astrofísica- Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira Saraiva- Editora Livraria da Física

Referências


http://www.if.ufrgs.br/~fatima/glossario.html#pressao-degenerada



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