Nascimento, vida e morte: um breve estudo da evolução das estrelas

Universidade Federal da Páraíba Centro de Ciências e Tecnologia Unidade Acadêmica de Física

NASCIMENTO, VIDA E MORTE: UM BREVE ESTUDO DA EVOLUÇÃO DAS ESTRELAS

Felipe Sérvulo Maciel Costa Orientador: Franscisco A. Brito.

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Objetivos • Apresentar a evolução de estrelas de diferentes massas.

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Introdução - Formação Estelar BIG BANG

DEFINIÇÃO O QUE SÃO ESTRELAS?

T ~ 100-250 milhões de anos As estrelas são esferas de plasma (gás superaquecido) que, em boa parte de sua vida, estão em equilíbrio quase hidrostático entre a pressão da energia liberada pela fusão nuclear no seu interior e a compressão causada pela gravidade da massa esférica.

Produção de 1 1

(𝐻) 21𝐻 (Deutério), 32𝐻𝑒(Hélio−3), 42𝐻𝑒 (Hélio−4) e 73𝑙𝑖 (Lítio−7)

PRIMEIRAS ESTRELAS - POPULAÇÃO III

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Nascimento das estrelas Explosão de Supernova? Ondas de densidade?

Nascimento de uma estrela Nuvens moleculares gigantes (10 – 20k)

Colapso gravitacional Aumento da densidade da nuvem

A conservação do momento angular dá forma de um disco de acreção Protoestrela Fragmentação da Nuvem

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Nascimento das estrelas GRAVIDADE 5

PV=NRT t ~10.000.000 anos T ~ 8x106 𝐾

Aumento de temperatura e pressão

Núcleo da protoestrela continua a colapsar-se

Equilíbrio Hidrostático

PRESSÃO

Nasce uma estrela

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Diagrama H-R Em 1911 o astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung (1873- 1967) apresentou um gráfico relacionando a luminosidade de algumas estrelas observadas com as temperaturas que elas apresentavam.

O astrônomo norteamericano Henry Norris Russell (1877-1957) fez, em 1913, o mesmo tipo de trabalho com outro grupo de estrelas, obtendo o mesmo resultado.

Diagrama Hertzsprung- Russell

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SEQUÊNCIA PRINCIPAL 4 1H1 -> 4He2 +2e+ + 2n + 𝛾 (26,7 MeV) t ~10.000.000 anos T ~ 8x106 𝐾

FUSÃO DO HIDROGÊNIO

PROTOESTRELA Disco de acreção

SEQUÊNCIA PRINCIPAL Equilíbrio hidrostático 𝑑𝑃 𝐺𝑀𝑟 =𝜌 ESTRELA FORMADA 𝑑𝑟 𝑟²

A estrela entra na Sequência principal e Dependendo de sua massa, ela permanecerá na fase nesta fase pelos próximos bilhões de anos - 90% do total de sua vida

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SEQUÊNCIA PRINCIPAL • A estrela não percorre a sequência principal; • A posição de estrela na SP depende de sua massa; • Após consumir o hidrogênio a estrela sai da SP. • O próximo estágio depende da massa inicial da protoestrela.

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EVOLUÇÃO DAS ESTRELAS – Anãs marrons • PROTOESTRELA COM 13 -17 Massas de Júpiter

ANÃ MARROM (ESTÁGIO INTERMEDIÁRIO ENTRE ESTRELA E PLANETA )

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EVOLUÇÃO DAS ESTRELAS Anãs Vermelhas • PROTOESTRELA COM 0,075 até 0,5 M⊙

ANÃ VERMELHA TEMPO DE VIDA: 12 TRILHÕES DE ANOS NA SEQUÊNCIA PRINCIPAL EX: PRÓXIMA CENTAURI

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EVOLUÇÃO DAS ESTRELAS – TIPO SOLAR E GIGANTES VERMELHAS PROTOESTRELA 0,8 M⊙ < M < 3 M⊙ Nebulosa Planetária

FUSÃO DO H

DÃO ORIGEM A ESTRELAS “TIPO SOLAR” Ex: Sol

Anã branca Núcleo degenerado 1,44 M⊙

Gigante vermelha Ramo das Gigantes Vermelhas (RGB) EX: Antares, Aldebarã (T ∼108 𝐾)

Anã Negra

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EVOLUÇÃO DAS ESTRELAS – SUPERGIGANTES VERMELHAS CARACTERÍSTICAS

PROTOESTRELA 3,0 M⊙ < M < 10 M⊙

MASSA: 8 a 12 M⊙ BRILHO: 30.000 até 100.000 L⊙ TAMANHO: 30 até 1000 R⊙

FUSÃO DO H COMPOSIÇÃO QUÍMICA

4He + 4He −→ 8Be + γ

SEQUÊNCIA PRINCIPAL

8Be + 4He −→ 12C + γ

He, C, O

12C + 4He −→ 16O + γ

Ramo Assimptótico das Gigantes (AGB) EX: ANTARES, BETELGEUSE 12

EVOLUÇÃO DAS ESTRELAS – SUPERGIGANTES VERMELHAS - SUPERNOVAS Degeneração do Fe

PROTOESTRELA 10 M⊙ < M < 25 M⊙

SN1987A EXPLOSÃO DE SUPERNOVA

NUCLEOSSÍNTESE DOS ELEMENTOS ACIMA DO FERRO

𝟓𝟔

𝑭𝒆 + γ — > 𝟏𝟑 𝟒 He + 4n

SEQUÊNCIA PRINCIPAL Estrelas de H

SUPERGIGANTE VERMELHA T ~ 2,7x109 K

EXPULSA 99% DO SEU MATERIAL PARA O ESPAÇO

ESTRELAS COLAPSADAS Estrelas de nêutrons e Pulsares COLAPSO

PROTOESTRELA 10 M⊙ < M < 25 M⊙

Os prótons se transformam em nêutrons

Estrela de Nêutrons (densidade: 1014 g/cm³)

P + 𝒆 − = n + 𝒗𝒆 .

SUPERNOVA

MATERIAL REMANESCENTE NÚCLEO > 1,44 M⊙ (Limte de Chandrasekhar)

Uma colher de chá desse material: 5 bilhões de toneladas

COLAPSO PULSAR (Campo magnético com Partículas aceleradas Pela rotação da estrela)

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ESTRELAS COLAPSADAS Buracos Negros PROTOESTRELA

COLAPSO

25 M⊙ < M < 100 M⊙

BURACO NEGRO

𝑉𝑒𝑠𝑐 =

SUPERNOVA

2𝐺𝑀⊙ 𝑅

MATERIAL REMANESCENTE NÚCLEO > 1,3 a 3,0 M⊙ (Limte de Tolman-Oppenheimer-Volkoff)

𝑅𝑠 =

= c.

2𝐺𝑀 . 𝑐²

𝑅𝑎𝑖𝑜 𝑑𝑒 𝑆𝑐ℎ𝑤𝑎𝑟𝑠𝑐ℎ𝑖𝑙𝑑, EX: 6M⊙ = 17KM

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REFERÊNCIAS • SAGAN, Carl Edward. Cosmos. Ed. Francisco Alves, 1980. • OLIVEIRA FILHO, Kepler de Souza. SARAIVA, Maria de Fátima. Astronomia e Astrofísica. Editora Livraria da Física, 2014. • GOLD, T. (1968). " Rotating neutron stars and the nature of pulsars" Nature 218. pp. 731-732. • ZEILIK, Michael; GREGORY, Stephen A. (1998), Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.), Saunders College Publishing, p. 369 • RONAN, Colin A.. História Ilustrada da Ciência: Universidade de Cambridge. 1 ed. São Paulo: Círculo do Livro, 1987. 4 vol. vol. III - Da Renascença à Revolução Científica. • PRIALNIK, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. 195–212 • SOBRINHO, J.L.G. Estudo do Meio Físico-Natural I – Estrelas. Universidade da Madeira. 2014. • BOMBACI, I. (1996). "The maximum mass of a neutron star". Astronomy and Astrophysics 305: 871-877. • ZEILIK, Michael. GREGORY, Stephen A . Introductory astronomy & astrophysics. Fort Worth : Saunders College Pub, 1998. p. 32. 17

OBRIGADO PELA ATENÇÃO!

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