Instituto de Fsica Mestrado Profissional em Ensino de

Instituto de Física Mestrado Profissional em Ensino de Física Construção do Diagrama Hertzsprung-Russell através do Stellarium Maurício Girardi

Instituto de Física Mestrado Profissional em Ensino de Física Estrelas Maurício Girardi

O que são: Estrelas ● Bolas de gás muito quentes, autogravitantes, que emitem sua radiação para o espaço. ● A energia emitida é proveniente de reações de fusão nuclear, começando pela fusão do H em He. ● As temperaturas no núcleo estão entre milhões e bilhões de Kelvin. ● À primeira vista, são fontes de luz muito mais fracas que o nosso Sol.

Estrelas Como se formam? ● Enormes nuvens frias (entre 10 K e 100 K) de gás e poeira, chamadas nuvens moleculares (90% H, 9 % He, 1% elementos mais pesados), que estão espalhadas pelo disco da Galáxia (Via-Láctea). Fonte: http: //hubblesite. org

Como se formam? Estrelas ● Atração gravitacional sobre a poeira dá início a um movimento de contração em direção a um centro. ● Forma-se um coágulo de gás mais denso e quente no interior da nuvem: é a protoestrela. Fonte: http: //hubblesite. org

Estrelas Fatores importantes: ● Ventos de estrelas próximas comprimem o gás e a poeira da nuvem molecular. ● A força explosiva de uma supernova comprime regiões de nuvens interestelares preexistentes. ● Pares de nuvens às vezes colidem e uma comprime a outra. ● Regiões de gás e poeira irradiam bastante calor para longe o suficiente para esfriar e condensar sem ajuda externa.

● A instabilidade gravitacional induzida pelos fatores externos e internos faz a nuvem entrar em um processo de coagulação. É a fragmentação da nuvem. ● Enquanto a contração se desenvolve, a temperatura interna do coágulo aumenta, atingindo temperatura e densidade suficiente para iniciar a fusão do H em He (~15 milhões de graus Celsius). ● O processo de fusão tem por consequência a produção de energia nuclear: nasce a estrela.

STSc. I-PRC 2015 -42 ● No centro da imagem, parcialmente obscurecido por uma capa escura de poeira, uma estrela recémnascida dispara jatos duplos para o espaço como uma espécie de anúncio do nascimento do universo. Fonte: http: //hubblesite. org/

● A fusão de H em He pode durar bilhões ou trilhões de anos – a estrela está na sequência principal. ● Quando esgota o H no interior da estrela, ela passa a fundir He no centro. ● Há duas propriedades das estrelas de interesse imediato: a sua cor e o seu brilho. ● A cor é determinada pela temperatura da superfície da estrela. ● O brilho é determinado pela quantidade de luz que a estrela irradia por segundo através de toda a superfície.

Exemplo de Nebulosas Nebulosa da Cabeça do Cavalo Nebulosa da Borboleta (fim da vida de estrela de baixa (berçário estelar) massa)

Nebulosa de Orion Nebulosa do Anel

O Sol ● Nosso Sol é uma estrela da classe espectral tipo G 2. ● Sua temperatura superficial é de ~ 5. 500 K ● No núcleo a temperatura é de ~ 15. 000 K ● Sua idade é de ~5 bilhões de anos e tem mais 5 bilhões até esgotar seu combustível nuclear.

O Sol ● Encontra-se na Sequência Principal do Diagrama HR. ● Em seu processo evolutivo, atingirá a fase de Gigante Vermelha e “acabará” como uma Anã Branca.

O Sol Concepção Artística do Sol Alguns dados ● ● ● Tnúcleo do Sol: 15. 000 K Tsuperfície do Sol: 6. 000 K Raio do Sol : 700. 000 km Raio da Terra: 6370 km Dentro do Sol cabem ~1. 400. 000 Terras ● Distância Terra-Sol: ~150 milhões de km (~8 min luz)

Condições para formar estrela ● Objetos abaixo de 13 MJúpiter que orbitam uma estrela são chamados de planetas. ● De 13 MJúpiter até 75 MJúpiter : reações nucleares transformando deutério em trítio: anãs marrons. ● Objetos acima de 75 MJúpiter = 0, 08 MSol são capazes de fazer a fusão do H em He : estrelas.

● Para que haja fusão é necessário que a energia cinética consiga vencer a repulsão coulombiana. ● O que é possível com temperatura no núcleo muito alta : >8 milhões de graus. ● Equilíbrio hidrostático: a pressão do gás no interior da estrela deve contrabalançar a gravidade para que a estrela não colapse.

● Todas as estrelas começam pela fusão do H em He. ● Ao longo de sua vida vão transmutando elementos químicos. ● O tempo de fusão do H em He vai depender da massa da estrela. ● Quanto maior a massa, mais rápida é esta etapa (entre milhões e bilhões de anos).

● O processo de fusão com transmutação de uns elementos químicos em outros ocorre no interior estelar até o elemento ferro (para estrelas acima de 8 vezes a massa do Sol). ● O tipo de reação até a fusão de outros elementos antes do Fe é exotérmica. ● A partir do Fe o processo é endotérmico. ● Ou seja, na fusão do Fe ao invés de a estrela liberar, ela absorve energia.

● Então o que acontece depois que o núcleo da estrela passa a fundir Fe? ? ? ● E mais! Se os elementos são formados em estrelas e se só temos fusão até o Fe, então de onde saem os outros elementos químicos da tabela periódica?

Classe Espectral ● A cor de uma estrela indica temperatura de sua atmosfera. ● A cor é determinada pela parte de seu espectro visível que mais contribui para a luminosidade total da estrela. ● Estrelas azuis : 20. 000 K ou mais. ● Estrelas vermelhas: 2. 000 a 3. 000 K. ● O Sol: estrela amarela, com 6. 000 K.

Radiação Eletromagnética

Classe Espectral ● As classes espectrais são baseadas nas linhas de absorção que encontramos nos espectros das estrelas. ● As classes espectrais são: O, B, A, F, G, K, M. ● Linhas de absorção fortes em H: classes A e F. ● Linha de H fraca, mas forte em Ca e Mg: classe G e K.

Classe Espectral ● As classes espectrais se relacionam fortemente com a temperatura. ● Estrelas tipo O são quentes. ● Estrelas tipo M são frias.

● A classe espectral também se relaciona com a massa, o raio e a luminosidade das estrelas Tipo Massa Temp. Raio Lum. ----------------------------O 60. 0 50, 000 15. 0 1, 400, 000 B 18. 0 28, 000 7. 0 20, 000 A 3. 2 10, 000 2. 5 80 F 1. 7 7, 400 1. 3 6 G 1. 1 6, 000 1. 1 1. 2 K 0. 8 4, 900 0. 9 0. 4 M 0. 3 3, 000 0. 4 0. 04 ----------------------------Massa, Raio e Luminosidade estão em unidades solares http: //astro. if. ufrgs. br/

Estrelas Azuis: classes O e B ● Aglomerado de estrelas azuis. As estrelas azuis são as mais quentes que conhecemos. Tem grande massa – sua evolução é mais rápida. ● Estrelas azuis têm temperaturas superficiais entre 10. 000 K e 30. 000 K. São do tipo espectral O e B Fonte: http: //hubblesite. org/

As Plêiades (M 45)

Estrelas Vermelhas: classes M ● Beteguese é uma Gigante Vermelha ● Faz parte da Constelação de Orion ● Sua temperatura superficial é da ordem de 3000 K

Antares ● Comparação entre Antares e o Sol que é mostrado como um pequeno ponto no canto superior direito da imagem. O círculo preto é do tamanho da órbita de Marte. A outra estrela é Arcturus. ● Massa: 15, 5 massas solares ● Raio: 700 raios solares

Antares

Estrelas Tipo K Aldebaran - Constelação de Touro Sua Classe Espectral é tipo K Temperatura na superfície: 4000 K O Sol em comparação com Aldebaran aparece na figura

Comparação entre estrelas

Evolução das Estrelas

● Com as grandezas temperatura e luminosidade pode-se construir um diagrama de classificação das estrelas. ● É o Diagrama Hertzprung-Russel (Diagrama HR). ● No diagrama HR cada ponto representa o brilho (luminosidade) e a cor (temperatura) de uma estrela. ● A luminosidade de uma estrela é a potência que ela é capaz de gerar em seu interior, em função de reações de fusão nuclear.

Diagrama HR ● O Diagrama HR é utilizado para representar o estágio evolutivo das estrelas ● Luminosidade (magnitude absoluta). ● Temperatura (classe espectral ou índice de cor) ● L cresce para cima, T da direita para esquerda http: //astro. unl. edu/naap/

Diagrama HR

Referências ● COMINS. F. N, KAUFMANN III. J. W. Descobrindo o Universo. Porto Alegre: Bookman, 2010. ● OLIVEIRA FILHO, K. S & SARAIVA, M. F. O. Astronomia e Astrofísica. São Paulo, Editora Livraria da Física, 2013. ● http: //astro. if. ufrgs. br/