Evolução EstelarEvolução Estelar

Aline Tiara MotaAline Tiara MotaTutora do Curso de Física EaD – UnifeiTutora do Curso de Física EaD – Unifeialinetiaramota@yahoo.com.bralinetiaramota@yahoo.com.br

O que são as estrelas?• Estrelas são esferas auto-

gravitantes de gás, no interior da qual ocorre Fusão Nuclear, que transforma elementos mais leves em elementos mais pesados

Evolução

Nuvem de Gás

Anã Marrom

Anã BrancaSupernova/ Estrela de Neutrons Buracos Negros

As Anãs Marrons

• Por possuírem uma baixa massa (~0,08 Massas Solares ou de 13 e 75 Massas de Júpiter), as anãs marrons são objetos que não conseguiram se transformar em estrelas.

Formação de uma Formação de uma EstrelaEstrela

Lei da Gravidade

d

m1 m2

GásHidrogênio

CONTRAÇÃOGRAVITACIOANAL

Forma esférica

“Massa atrai Massa”

Exemplo: a grande massa da Terra atrai outros objetos que têm massa em sua direção. Início das

reações de Fusão

Nuclear

221..

dmmGF

G = 6,67.10-11 m3 kg-1 s-2

Mas a nuvem se contrai para sempre?

HH

Colisão entre átomos de H

Aumento da

Temperatura

Pressão TérmicaTemperatura

suficiente para

Fusão Nuclear

Como estão os átomos no interior estelar?

NívelFundamental

Átomo neutroNp = Ne

Átomo excitadoNp = Ne

NívelExcitado

Energia

Átomo ionizado (Íon)Np Ne

ElétronLivre

Energia

PrótonsNeutrons

Elétrons

Gás Plasma

Colisão entre átomos Aquecimento

Pressão Térmica = Contração Gravitacional

Equilíbrio Hidrostático

10 milhões de graus: H sofre fusão nuclear

Fusão do Hidrogêniopp

DNeutrino

Pósitron

p pHe4

p

He3

p

D

p

p

Neutrino

Pósitron

He3

• A estrela começa a queimar Hidrogênio no núcleo• Ela entrou na “Seqüência Principal”.

• Quando não houver mais Hidrogênio no núcleo a estrela saiu da “Seqüência Principal”.

11433

312

211

HHHeHeHe

HeHD

eDHH

1,4.1010 anos

6 segundos

106 anos

Fonte: Observatório Nacional

Um “Zoom” na queima do Hidrogênio

Esgotamento do H no núcleo CONTRAÇÃO He

H

Hidrogênio queima na

concha

Energia liberada na contração do núcleo expande as camadas que

esfriam

HeH

Fase Gigante Vermelha

Aldebaran – Gigante Vermelha

• Quando o núcleo de Hélio atinge temperatura suficiente, inicia-se a queima do He.

• Os produtos da queima do Hélio são o Carbono e o Oxigênio que vão sendo depositados no núcleo.

• Cada vez que a estrela esgota um combustível, o núcleo contrai e ocorre a ignição de um elemento mais pesado.

Estágio Final da Vida Estágio Final da Vida de uma Estrelade uma Estrela

Tudo depende de sua massa!!!

• Estrelas com massa de 10% a 40% da massa do Sol:

He

Átomos de Hélio esmagados no núcleo devido à alta densidade

Conduz bem o calor e sofre poucas alterações em seu volume

(matéria degenerada)

Massa insuficiente para iniciar a queima do Hélio

Anã Branca

Sírius A e Sírius B (Anã Branca)

•Estrelas com massas iguais as do Sol:

Núcleo Isotérmico + Concha com queima de H + envoltório de H

HeH CONTRAÇÃO

Aumento da temperatura no núcleo

que até então era isotérmico

“Flash” do Hélio

Liberação de Energia Expansão do envoltório

Produtos:Carbono e Oxigênio

Ejeção das camadas externas

Nebulosa Planetária

Nebulosa Olho de gato - NGC 6543

• Ao mesmo tempo, o núcleo colapsa e se aquece, porém não atinge temperatura suficiente para queimar Carbono

Anã Branca de Carbono

• Estrelas com 3 a 9 massas solares:

Contração Gravitacional

suficiente para iniciar

a queima do He antes

que a matéria no núcleo

se torne degenerada.

Detonação do

Carbono

Supernova

• Estrelas com 30 massas solares:

HeH

CHe

FeSi

...Ao produzir o Ferro,

qualquer reação nuclearabsorve energia

Aceleração da contração

O que pode acontecer? Agora nada pode conter a “Contração”.

Esquema artístico de um Buraco Negro

Evolução Estelar

depende da

massa!

Diagrama HR

Sol

• Massa do Sol = 1,98.105 kg• Raio do Sol = 695 500 km• Densidade Média = 1409 kg/m3

• Densidade Central = 160 000 kg/m3

• Luminosidade = 3,9.1026 w• Temperatura Efetiva = 5785 K• Temperatura Central = 15 000 000 K