Astronomia Estelar

7/28/2019 Astronomia Estelar

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1. O Sol – nossa estrela

O Sol, nossa fonte de luz e de vida, é a estrela mais próxima de nós, e a que

melhor conhecemos. Basicamente, é uma enorme esfera de gás incandescente,em cujo núcleo acontece a geração de energia através de reações termo-nucleares. O estudo do Sol serve de base para o conhecimento das outras estrelas,que de tão distantes aparecem para nós como meros pontos de luz.Apesar de parecer tão grande e brilhante (seu brilho aparente é 200 bilhões de vezes maior do que o de Sírius, a estrela mais brilhante do céu noturno), na verdade o Sol éuma estrela bastante comum. Suas principais características são:

MASSA (Terra = 1) 332830

RAIO EQUATORIAL (km) 695000

RAIO EQUATORIAL (Terra = 1) 108.97

DENSIDADE MÉDIA (g/cm3) 1.410

PERÍODO DE ROTAÇÃO (dias) 25-36*

VELOCIDADE DE ESCAPE (km/s) 618.02

MAGNITUDE (Vo) -26.8

TEMPERATURA SUPERFICIAL MÉDIA 6000°C

IDADE (bilhões de anos) 4.5

Algumas das características listadas acima são obtidas mais ou menosdiretamente. Por exemplo, adistância do Sol, chamadaUnidade Astronômica , émedida por ondas de radar direcionadas a um planeta em uma posição favorávelde sua órbita (por exemplo Vênus, quando Terra e Vênus estão do mesmo ladodo Sol e alinhados com ele). Otamanho do Sol é obtido a partir de seu tamanhoangular e da sua distância. Amassa do Sol pode ser medida a partir domovimento orbital da Terra (ou de qualquer outro planeta) usando a terceira leide Kepler. Sabendo então sua massa e seu raio temos adensidade média do Sol.Pela densidade média podemos inferir suacomposição química média .Outras características são determinadas a partir de modelos. Por exemplo, aequação de equilíbrio hidrostático, descrita no capítulo Evolução Estelar, permitedeterminar apressão e a temperatura no centro do Sol, supondo que elas têmque ser extremamente altas para suportar o peso das camadas mais externas.

ASTRONOMIA

ASTRONOMIA ESTELAR

Foto do Sol na linha H do Hidrogênio

Foto do Sol na linha de 584 Å do hé(HeI), obtida pelo satélite SOHO (TSolar and Heliospheric Observatory



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2. Estrutura do Sol

O modelo representado na figura mostra as principais regiões do Sol. Afotosfera , com cerca de 330 km de espessura e temperatura de 5800 K, é a

camada visível do Sol. Logo abaixoda fotosfera se localiza azonaconvectiva , se estendendo por cercade 15% do raio solar. Abaixo dessacamada está azona radiativa , onde aenergia flui por radiação. Onúcleo ,com temperatura de cerca de 10milhões de graus Kelvin, é a regiãoonde a energia é produzida, por reações termo-nucleares. Acromosfera é a camada da atmosferasolar logo acima da fotosfera. Ela temcor avermelhada e é visível durante oseclipses solares, logo antes e após atotalidade. Estende-se por 10 mil kmacima da fotosfera e a temperaturacresce da base para o topo, tendo umvalor médio de 15 mil K. Ainda acimada cromosfera se encontra acoroa ,também visível durante os eclipses

totais. A coroa se estende por cerca de dois raios solares.

3. A fotosfera

A fotosfera do Sol tem a aparência da superfície de um líquido em ebulição,cheia de bolhas, ou grânulos. Este fenômeno é chamado degranulaçãofotosférica . Os grânulos têm em torno de 1500 km de diâmetro, e duram cerca de10 min cada. Eles marcam os topos das colunas convectivas de gás quente, que seforma na zona convectiva, logo abaixo da fotosfera. As regiões escuras entre osgrânulos são regiões onde o gás mais frio e mais denso escorrem para baixo. Ofenômeno fotosférico mais notável é o dasmanchas solares , regiões irregularesque aparecem mais escuras do que a fotosfera circundante e que muitas vezes podem ser observadas mesmo a olho nu, embora olhar diretamente para o Sol sónão é perigoso quando ele está no horizonte. As manchas foram registradas naChina já no ano 28 a.C., mas seu estudo científico começou com o uso dotelescópio, sendo observadas (por projeção da imagem do Sol) por Galileo eThomas Harriot (1560-1621) já em 1610, e por Johannes (1587-1616) e DavidFabricius (1564-1617) e por Christoph Scheiner (1575-1650) em 1611. Sãoconstituídas de duas partes: aumbra , parte central mais escura, comtemperaturas em torno de 3800 K, e apenumbra , região um pouco mais clara ecom estrutura radial em torno da umbra. As manchas solares tendem a se formar em grupos, e estão associadas a intensos campos magnéticos no Sol. As manchassolares seguem um ciclo de 11 anos em que o número de manchas varia entremáximos e mínimos.

4. A cromosfera

A cromosfera do Sol normalmente não é visível, porque sua radiação é muitomais fraca do que a da fotosfera. Ela pode ser observada, no entanto, durante oseclipses, quando a Lua esconde o disco da fotosfera. Uma fotografia do Sol tiradacom filtro deixa passar apenas a luz da cromosfera, e permite ver que a

Foto do eclipse total de 4 denovembro de 1994, obtida pelosautores em Santa Catarina, Brasil,mostrando a cromosfera.

O interior do Sol pode ser divididem três camadas principais:

• núcleo• Zona radiativa• Zona convectiva

A energia do Sol vem de reaçõestermonucleares (convertendohidrogênio em hélio) no núcleo ona temperatura é 15 a 25 milhões dgraus.Os fótons produzidos nas reaçõesnucleares são sucessivamenteabsorvidos e retransmitidos atravéda zona radiativa até que chegam região convectiva. Esse processoleva cerca de 1 milhão de anos . Aenergia irradiada pela camada radiativé levada para a superfície, na fotosferaem um processo chamado detransmissão por convecção. Nessaregião colunas de plasma quente,algumas com 1000km, sobem com

velocidades de 40km/s.



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cromosfera tem uma aparência ondulada devido à presença de estruturaschamadasespículas , jatos de gás que se elevam a até 10 mil km acima da bordada cromosfera, e duram poucos minutos. As espículas, observadas contra o discodo Sol, aparecem como filamentos escuros; nas bordas, aparecem como labaredas brilhantes. A temperatura na cromosfera varia de 4300 K na base a mais de40 000 K a 2500 km de altura. Esse aquecimento da cromosfera deve ter umafonte de energia que não são os fótons produzidos no interior do Sol, pois se aenergia fosse gerada por fótons a cromosfera deveria ser mais fria do quefotosfera, então mais quente. Atualmente se pensa que a fonte de energia sãocampos magnéticos variáveis formados na fotosfera e transportados para a coroa

por correntes elétrica, deixando parte de sua energia na cromosfera.

5. A Coroa

A cromosfera gradualmente se funde na coroa, a camada mais externa e maisrarefeita da atmosfera do Sol. A coroa também é melhor observada duranteeclipses, pois apesar de ter um brilho equivalente ao da lua cheia, ela ficaobscurecida quando a fotosfera é visível.

O espectro da coroa mostra linhas muito brilhantes que, até 1940, não eramconhecidas. Atualmente sabemos que elas são produzidas por átomos de ferro,níquel, neônio e cálcio altamente ionizados, e não por algum elemento estranho,como anteriormente foi pensado. O fato de existirem esses elementos váriasvezes ionizados na coroa implica que sua temperatura deve ser muito alta, pois énecessária muita energia para arrancar muitos elétrons de um átomo. A coroadeve ter uma temperatura em torno de 1 milhão de graus Kelvin. A elevação datemperatura na coroa deve ter origem no mesmo processo físico que aquece acromosfera: transporte de energia por correntes elétricas induzidas por camposmagnéticos variáveis.

Da coroa emana ovento solar , um fluxo contínuo de partículas emitidas da coroaque acarretam uma perda de massa por parte do sol em torno de por ano. O vento solar que atinge a Terra é capturado pelo campo magnético daTerra, formando ocinturão de Van Allen , na magnetosfera terrestre.

Este cinturão, descoberto pelo físico americano James Alfred Van Allen (1914-)em 1958, só permite que as partículas carregadas entrem na atmosfera da Terra pelos pólos, causando asauroras , fenômenos luminosos de excitação e des-excitação dos átomos de oxigênio. Além das partículas do vento solar, existemgrandes ejeções de massa associadas às proeminências, que quando atingem aTerra causam danos às redes elétricas e aos satélites. O último máximo do ciclode 11 anos ocorreu em 1989, e logo após uma grande proeminência solar, a rede

elétrica na província de Quebec, no Canadá, sofreu uma grande sobrecarga

O EQUIL BRIO DO SO

A figura à esquerda representa a fde formação do Sol, quando eleestava contraindo-se para atingir tamanho presente. O gás aquecidosendo atraído para o núcleo do soque a fusão nuclear de hidrogêniohélio começou. A figura à direitarepresenta a fase atual do Sol. Nesestágio, o intenso calor dentro donúcleo produz uma pressão externque equilibra a força gravitacionasol. Os astrônomos calculam que formou aproximadamente 4.5 bilhanos atrás e está atualmente no mede seu ciclo. Quando o Sol compa fusão do hidrogênio em seu núcem hélio, se transformará numagigante vermelha. Esta fase deverrelativamente breve, em torno de bilhão de anos. Na fase seguinte ose tornará uma estrela anã brancacom um tamanho aproximadameigual ao da Terra.

Esta sucessão de imagens do Sol, na freqüência da luzultravioleta, foi feita pelo Observatório Solar e Heliosférico

(SOHO) astronave. Uma "proeminência eruptiva" de60.000°C gás, ao longo de 80.000 milhas, foi lançada a umavelocidade de pelo menos 15.000 milhas por hora. Aproeminência gasosa é mostrada à esquerda em cadaimagem. Estas erupções acontecem quando uma quantiasignificativa de protoplasma mais frio e denso ou gásionizado escapa da região que normalmente está fechado,Erupções deste tipo podem produzir efeitos perceptíveis nopróximo ambiente de Terra, afetando as comunicações esistemas de navegação.



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elétrica que causou vários danos aos equipamentos. Algumas regiões da província ficaram até duas semanas sem luz elétrica. Em 1994, o satélite decomunicações E2 teve alguns circuitos queimados por uma sobrecarga estática,também associada com a ejecção de uma nuvem de plasma solar. O próximomáximo do ciclo solar deve ocorrem no ano 2000.

6. A energia do Sol

Tão logo foi conhecida a distância do Sol, em 1673, foi possível determinar a sualuminosidade, que é a potência que ele produz. As medidas mostram que cadametro quadrado na Terra recebe do sol uma potência (energia/segundo) de 1400watts [James Watt (1736-1819)], ou seja, a potência de 14 lâmpadas de 100watts. Por essa potência recebida na Terra, determina-se a luminosidade do Solem watts.

Essa quantidade de energia corresponde à queima de 10 milhões de vezes a produção anual de petróleo da Terra. Já no século XIX os astrônomos sabiam queessa energia não poderia ser gerada por combustão, pois a energia dessa forma poderia manter o Sol brilhando por apenas 10 mil anos. Tampouco o colapsogravitacional, fonte de energia proposta pelo físico alemão Hermann LudwigFerdinand von Helmholtz (1821-1894) em 1854, resultou eficiente, pois a energiagravitacional poderia suprir a luminosidade do Sol por 20 milhões de anos, eevidências geológicas indicam qe o Sol tem uma idade de bilhões de anos.

Em 1937 Hans Albrecht Bethe (1906-) propôs a fonte hoje aceita para a energiado Sol: asreações termo-nucleares , na qual quatro prótons são fundidos em umnúcleo de hélio, com liberação de energia. O Sol tem hidrogênio suficiente paraalimentar essas reações por bilhões de anos. Gradualmente, à medida que diminuia quantidade de hidrogênio, aumenta a quantidade de hélio no núcleo. Veja maissobre este assunto no capítulo sobre estrelas.

10. As Estrelas

Estrelas são grandes corpos celestes compostos de gases quentes que emitemradiação eletromagnética, em especial a luz, como resultado das reações queocorrem em seu interior. São corpos celestes de forma esférica que irradiam luz,com massa na faixa de 0,1 a 100 vezes à do Sol. Elas se agrupam pela atraçãogravitacional em sistemas gigantescos que são as galáxias. O Universo contém

As Plêiades são um grupo de estrelas constelação do Touro, que constituemconjunto estelar aberto e das quais setesão facilmente visíveis a olho nu. O nodado pelos antigos gregos, é o das filh

Atlas e Plêione; segundo o mito, o caçÓrion, apaixonado por elas, passou an





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variáveis de elementos mais pesados. As maiores que se conhecem sãosupergigantes com diâmetros 400 vezes maiores que o do Sol. Já as estrelasconhecidas como anãs-brancas podem ter diâmetros de apenas um centésimo dodiâmetro do Sol. Mais da metade das estrelas do firmamento são membros desistemas de duas estrelas (binárias) ou de sistemas múltiplos. Algumas estrelasduplas próximas aparecem separadas quando são observadas através detelescópios. A maioria é detectada como dupla só por meio de espectroscópios.

É provável que todas as estrelas, incluindo o Sol, variem ligeiramente de brilhocom certa periodicidade. Essas variações apenas são mensuráveis. No entanto,

algumas estrelas mudam muito de brilho e são denominadas estrelas variáveis.As mais espetaculares são as novas e supernovas. Muitas estrelas variáveismudam seu brilho porque oscilam, isto é, se expandemou se contraem, como um balão. As variações são de interesse extraordinário porque só se produzem por alguma peculiaridade de sua estrutura interna, a qualse desenvolve com o tempo. As estrelas variáveis podem, assim, conter informações sobre a evolução estelar.

Com os radio telescópios tem sido possível descobrir numerosas fontes distantesde radiopulsos, qualificadas como pulsares. Os indícios sugerem que os pulsaressão estrelas de nêutrons que giram e tem diâmetros de cerca de 16 km. Suadensidade é tão grande que se uma pluma fosse feita de um material semelhanteteria uma massa de 91 mil toneladas.



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Diagrama HR:

Novas, supernovas e hipernovas – No estágio posterior, a massa também determina como as estrelas vão sair da seqüênciaprincipal, depois de esgotar todo o hidrogênio. De maneira geral, todos os astros aceleram sua produção de energia e inflam, tornando-se gigantes por milhares ou milhões de anos. Os que têm massa relativamente pequena, caso do Sol e da maioria dos astros, depoisde passar por cerca de 10 bilhões de anos na seqüência principal, saem desse estágio, numa espécie de explosão lenta, batizada denova. O resultado de uma nova é a ejeção da maior parte da massa para o espaço, gerando uma concha imensa no vazio, chamadanebulosa planetária.

O núcleo que resta pode ter o tamanho da Terra e se denomina anã branca. Numa única galáxia ocorrem milhares de novas todos osanos. Já os astros de massa grande, dez ou mais vezes superiores à do Sol, inflam, voltam a encolher rapidamente e, então, estouramnuma explosão imensa, chamada de supernova. Seu brilho equivale ao de 100 bilhões de estrelas comuns em conjunto. A cada anoacontecem apenas dois ou três superestouros em cada galáxia. Também nesse caso, sobra um núcleo, só que muito mais denso queas anãs brancas. Há dois níveis de densidade.No patamar mais baixo, surge um caroço com cerca de 10 km de raio chamado estrela de nêutron, ou pulsar. Quase totalmente semluz, ela dispara apenas um facho de radiação pelos pólos, que pode ser luminoso ou ter a forma de ondas de rádio, raios ultravioleta ouraios X. Num grau mais alto de concentração da matéria, tem-se um buraco negro, com apenas 3 km de raio.



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Evolução de estrelas do tipo do Sol

Estágio Tempo aproximado

para o próximoestágio (em anos)

Temperaturacentral (10 6

K) Temperatura na

superfície (K) Densidade nocentro (kg/m 3)

Raio Objeto

(km) (em raiossolares)

7 10 15 6000 10 7 10 1 Seqüência principal

8 10 50 4000 10 2 10 3 Ramo dassubgigantes

9 10 100 4000 10 7 10 100 Helium flash

10 5 10 200 5000 10 7 10 10 Ramo Horizontal

11 10 250 4000 10 4 10 500 Asymptotic giantbranch

12 10 300 100,000 10 10 0.01 Núcleo carbônico

— 3000 10- 7 10 1000 Nebulosaplanetária*

13 — 100 50,000 10 10 0.01 Anã branca

14 — Close to 0 Close to 0 10 10 0.01 Anã preta

Exercícios Aulas 2 e 3(F1)

1. Mencione as características dinâmicas que são regulares (semelhanças) entre os componentes do Sistema Solevaram à atual proposta de teoria de formação.

2. Considerando a teoria de formação de estrelas como o Sol, é comum encontrar-se estrelas recém formadas iPor quê?

3. Qual seria a explicação para o fato de não se ter formado um planeta na região interior à órbita de Mercúrio

4. Qual o fator determinante para a diferenciação entre planetas telúricos e planetas jovianos?

5. Por quais processos a matéria da nebulosa solar primitiva se concentrou principalmente no centro e no planoequatorial?

6. Quais as limitações observacionais em se detectar um sistema planetário em outras estrelas?

7. Qual a fonte de energia das estrelas?8. Mostre que na fusão nuclear do H em He existe liberação de energia, (que percentagem da massa envolvida reação é transformada em energia?)

9. O que é escala de tempo térmico? Escala de tempo nuclear?

10. 9- Desenhe um diagrama H-R o mais detalhado que você puder e localizenele o Sol.

11. Descreva resumidamente (em um parágrafo) a evolução das estrelas após o estágio de Sequência Principalsão os finais possíveis da vida das estrelas?



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OBA-7 (nível 3) Questão 8

.Observação: A luminosidade 1 é a luminosidade do Sol.

Pergunta 8a) De acordo com a figura associe os nomes das áreasassinaladas como A, B e C aos grupos de estrelas conhecidoscomo gigantes vermelhas, anãs brancas e seqüência principal

Pergunta 8b) Determine em qual faixa espectral se localiza umaestrela bem mais quente que o Sol e quando ainda estão na fase

de queima de Hidrogênio.Pergunta 8c) Explique porque a idéia de evolução estelar (isto é,a idéia de que as estrelas mudam de aspecto ao longo de suasvidas) nasceu da montagem do Diagrama H-R.

Pergunta 8d) Em sua evolução o Sol passará pelos três estágiosdefinidos pelos grupos A, B e C. Determine esta seqüência ediga em qual região do gráfico ele permanecerá por menostempo.

Uma revolução da Astronomia foi exatamente a possibilidade de análise da luz recebida das estrelas e com podermos saber, por exemplo, quais elementos químicos estão presentes em sua atmosfera. Chamamos de espeuma estrela à decomposição da luz de uma estrela ao fazer esta luz passar por um prisma, por exemplo. Já hátempo a classificação espectral se baseia na variação da temperatura superficial das estrelas. Ao se arranjar os formados na classificação inicial segundo este novo critério de temperatura, os tipos espectrais se distribuírseguinte maneira:O, B, A, F, G, K, M onde o tipo O corresponde às estrelas mais quentes, e as do tipo M, às mfrias. Este sistema é comumente chamado de sistema MKK (Morgan, Keenan e Kelman) de classificação espectsete letras acima formam o núcleo da classificação que é composta ao todo por treze letras. Cada tipo espectral ésubdividido em dez partes e são denominados por números arábicos (e.g.: A3, K7, M1). O Diagrama de HertzRussell, conhecido como diagrama HR, foi construído independentemente pelo dinamarquês Ejnar Hertzsprung 1967), em 1911, e pelo americano Henry Norris Russell (1877-1957), em 1913, como uma relação existente eluminosidade de uma estrela e sua temperatura superficial. Hertzsprung descobriu que estrelas da mesma cor pser divididas entre luminosas, que ele chamou de gigantes, e estrelas de baixa luminosidade, que ele chamou deDesta forma, o Sol e a estrela Capela têm a mesma classe espectral, isto é, a mesma cor, mas Capela, uma gigcerca de 100 vezes mais luminosa que o Sol. Tanto a luminosidade (ou magnitude absoluta) como a tempesuperficial de uma estrela, são características facilmente determináveis para estrelas de distâncias conheci primeira pode ser encontrada a partir da magnitude aparente, e a segunda a partir de sua cor ou tipo espectral. diagramas é adotada a convenção de que a temperatura cresce para a esquerda, e a luminosidade para cima.

A primeira coisa que se nota em um diagrama HR, é que as estrelas não se distribuem igualmente nele, masconcentram em algumas partes. A maior parte das estrelas está na assim chamada seqüência principal. O fatque determina onde uma estrela se localiza na seqüência principal é a sua massa: estrelas mais massivas são mquentes e mais luminosas. As estrelas da seqüência principal têm, por definição, classe de luminosidade V, e schamadas de anãs. Um número substancial de estrelas também se concentra acima da seqüência principal, região superior direita (estrelas frias e luminosas).

Essas estrelas são chamadas gigantes, e pertencem à classe de luminosidade II ou III. Bem no topo do diagramexistem algumas estrelas ainda mais luminosas: são chamadas supergigantes, com classe de luminosidadeFinalmente, algumas estrelas se concentram no canto inferior esquerdo (estrelas quentes e pouco luminosas): s

chamadas anãs brancas. Apesar do nome, essas estrelas na verdade cobrem um intervalo de temperatura e corque abrange desde as mais quentes, que são azuis ou brancas, e têm temperatura superficiais de até 140 000 até as mais frias, que são vermelhas, e têm temperaturas superficiais de apenas 3500 K

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