Nome: G*\\kí0_]i Tr)Y§RDAI)§IRO E FAL§O (2 pontos)

I. {r/l Todas as anãs M vermelhs§ qne foram formadas no universo se entontramhoje na sequêncla principal.

2. {ú Quando ümâ çstrela de massa iutermediária evolui para fora da sequênciaprincipal ela se torna maÍor em tamanho.

3. ( f) Logo qüe ümâ estrela sai da sequêacia principal, & sn& temperaturasuperficicl s0 torna mais quente.

4. (Ç) Numa estrpls de massa aproximad*merte solar, ns reações de fusâo do Hecomeçâm lentamente, tornaudo*se estáveis logo após .

5. (f ) Com o comcço das reações de ftsiio do Hç nümfl estrela de messâaproximadamette solar, a gigantovermelha ficn mais brilhante.

6. (P) O momçnto em qus a estrela sti da sequôncia principal § quando começamas reaçôes de fusão do He.

7, (E)Uma nebulost planetárla é um diseo de matéria ao redor da estrela queeventnalmente irá formar um sisterna planetrÉrio.

8. (f; Para umn estrcla de *lta massâ não exfute o *flash do He».9. (f,) Estrelts extremamente massiv*s podem fusionar o sFe.

t0. F) Em eetrelas massivas, o tempo para fuoâo dc elemontos cada vez maio pemdosno núcleo é cada ver maior.

11. (V) O tempo dt vidr na sequôncia principal de uma estreln de 201W" é da ordemde milhões de anos,

t2. (V) §upernovt de tipo tr ó a estágio Íinal de evolução de uma çstrela massiva-13. (F) C pode fusi*nar mlis facilmente cam o He do {lue com outro C somente

porque existe mais He do que C em estrelas.14. Ül Novas ocorrem cm sistemas binririos cerrados.15. (É A explosÍio de uma Hova uito deixa remflttÊscente cÊntral,16. (11 0 espectro de uma sup€rnov& de tipo II não apresenta evidôncias de H.11.{fr Processss-§ é o processo no qual todos os elomeutos pesado* a partir do §l

sflo formados.f8. (V) Proc*ssos-R oeorrem durante a fare de nentroniançfro de uma estrela de alta

m?sse e no começo de su* explo*flo (supernova de tipo I§.19. (V) Para que ocorra um evento supernoys tipo Ia num sistema birário cerrado,

é rccessário qüc â massa da aq& brnnca exwda o limite de lr4 Mo erquantoaqrega massa de sua companheira.

20. (\, Nucleossíntes* estelar e ro meio interestelar pode explicar a abundâncla detodos os elementos, exceto H e He.

AGA215 - LISTA AULAS lE E 19 (17/fi12018) - entregar dia (24110/2ü{8}EVOLUÇÃO E§TELAR, §UPERNOYÁ E NUCLEO§§ÍNTE§E

COMPL§TÂR O QUE FALTÀ {4 pontos}

No Íinal do sen tempo de vida nr soquência principal, o núcleo d* estreln comsçna co NT(êft i Íu e a temperaturn central AuÍ.tgrv-r o&quanao o ffe fusioo" pródu, C crmo

"lemento Íinal e libera

ên, eaC"i p (f ).Os vários estágios de evolução este-lar preditos teoricamrnte podem ser testadospela observaçâo de estrelas em ...4 G t om e t'aF? P§ F S -t§4À4í§Deperdeudo de suas mâs§a§, todaq as estreles, logo que saem da sequência_principal, passâm peloest*gioAe G i GpNle o 0.. s UpeaGiCiÁVfts

1.

.,

3.

4,

V

6 9 3 928/10/2020 04/11/2020

6.

Os remanescentes tla evolução de urna estrela de massa intermediágia que podemser observados atualmente é uma a.JggU LoSA ?t-nN eTA rfr n ou

A rr F g g.*rrl qOA medida que o ternpo pâssâ, a luminosidade e temperatura de urna anã trrancavão D't!1i U ü_i§ê_s>

produzidos em estrelas principalmente por c e?fue-n o< C { H r-J11. Uma supernova de tipo II é o estágio Íinal de evolução de

u Ytw ás-r ízsuA t4pss i rrA e uma supernova de tipo Ia é um possívelestágio final de evolução de

12. Os dois úipos de supernova podem ser distinguidos através de seus espectros esuas ctkv &s De Lue

13. Considerando-se a nucleossíntese estelar, pode-se esperâr que os espectros deestrelas mais velhas mostrem abundâncias HeooÊes(menores/maiores) deelementos pesados nas suas atmosferas do que as mais jovens.

14. Nenhuma remanescente central é formada depois da explosão de umasupernova de tipo fro^ .

PROBLEMAS (4 pontos)

Considere os 5 diagramas HR dos aglomerados de estrelas plotados abaixo.Estime as suas idades aproximadas (vide úItimos slides da aula t6 depropriedades das estrelas para as estimativas de massa de turnoff e de idade),

7. Numa estrela de massa intermediária, quando começa a se formar o núcleoineúe de C há queima.{.e. Fh r W (quais elementos?) em camadasmais ÇxreaNasúiâfffim que o tamanho da estrelaAo t''1€. N TÉ

8. O remanescente co^mpacto. de evolução uma estrela de alta massa é umae S,fpe,+ Oe. r.,êtheo$à BLrçaaco rv e c.ʧ.

9. Numa estrela de alta massa, o processo de fotodesintegração corresponde areações de Éi SsAo nuclear.

10. Elementos de número de massa múltiplos de 4, tais como C, O, Ne e Si são

1

1E{n

J>r+,(í)o.gE=J

L= rd Lo#

102

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+,'6érEJJ

1

102

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40,0u0 20,0Í10 10,t!00 §,{100 2,500Temperature (K)

20,000 10,000 5,000Temperature {K}

40,000

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sistema binário cerrado.

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40,000 2ü,000 18,ü00 5,000Temperature {K}

2,500

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20,000 10,ü00 5,000Temperature {K}

2,501

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1

104

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2ü,080 10,00ff 5,000Temperature {Ki

2,500

1

L^r r LO§^nr t H.o'.

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