Estrelas
O quesãoestrelas?
 Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma,
mantida íntegra pela gravidade. Ao fim de sua vida, uma
estrela po...
 Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido
à fusão nuclear do hidrogênio no seu núcleo, liberan...
 Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material
composta principalmente de hidrogênio e traços de elementos
m...
 Sistemas binários e multiestelares consistem de duas
ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas,
movendo-se u...
Formação e evolução
 Formação e evolução[editar | editar código-fonte]
 Região de formação estelar em NGC 3324, onde grandes estrelas
massiv...
 A formação de uma estrela começa com uma
instabilidade gravitacional dentro da nuvem
molecular, cujo gatilho são frequen...
 Quando a nuvem colapsa, conglomerados individuais de poeira densa e gás
formam os chamados glóbulos de Bok. À medida que...
Concepção artística
do nascimento de
uma estrela no
interior de uma
densa nuvem
molecular. Imagem
NASA
 Estrelas novas com menos de duas massas solares são
chamadas estrelas T Tauri, enquanto as com massas
maiores são estrel...
 Uma vez iniciada, a formação estelar em uma nuvem
molecular pode dar origem de dezenas a milhares de
estrelas massivas, ...
Um exemplo de um
diagrama de
Hertzsprung–Russell
para um conjunto de
estrelas que inclui o
Sol (no centro). (Ver
"Classifi...
 As estrelas passam cerca de 90 % da sua vida fundindo
hidrogênio para produzir hélio em reações a altas
temperaturas e p...
 A dinâmica evolutiva de uma estrela é determinada
principalmente pela sua massa inicial, inclusive
características essen...
 A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos.
Algumas estrelas podem até estar próximas de 13,7 bilhõe...
 Quando as estrelas se formam na atual Via Láctea, elas se
compõem de cerca de 71% de hidrogênio e 27% de
hélio,[87] em m...
 A estrela com o menor teor de ferro já medido é a anã
HE1327-2326, com apenas 1/200.000 do teor de ferro do
Sol.[90] Em ...
 evido a sua grande distância da Terra, todas as estrelas, com
exceção do Sol, aparecem para o olho humano como pontos
br...
 Pela medição precisa da queda no brilho de uma
estrela quando ela é ocultada pela Lua (ou o aumento
do brilho quando ela...
As estrelas variam
bastante em
tamanho. Em cada
imagem da
seqüência, o objeto
mais à direita aparece
como o mais à
esquerd...
 A temperatura superficial de uma estrela da sequência
principal é determinada pela taxa de produção de energia
no núcleo...
 A temperatura estelar determina a taxa de energização ou
ionização de diferentes elementos, resultando em linhas de
abso...
 O interior de uma estrela estável está em estado
de equilíbrio hidrostático: as forças em qualquer pequeno
volume se con...
 À medida que os núcleos atômicos são fundidos no
núcleo, eles emitem energia na forma de raios gama.
Esses fótons intera...
 Além do equilíbrio hidrostático, o interior de uma
estrela estável mantém um balanço de energia
de equilíbrio térmico. H...
Diagrama mostrando
uma seção em corte
de uma estrela do
tipo do Sol. Imagem
NASA
 A zona de radiação é a região no interior da estrela
onde a transferência por radiação é suficientemente
eficiente para ...
 A ocorrência de convecção no envoltório externo de uma
estrela da sequência principal depende da massa. Estrelas
com vár...
Obrigado!
Próximos SlideShares
Carregando em…5
×

3 ° aula

179 visualizações

Publicada em

explicado um pouco sobre as estrelas

Publicada em: Alimentos
0 comentários
0 gostaram
Estatísticas
Notas
  • Seja o primeiro a comentar

  • Seja a primeira pessoa a gostar disto

Sem downloads
Visualizações
Visualizações totais
179
No SlideShare
0
A partir de incorporações
0
Número de incorporações
3
Ações
Compartilhamentos
0
Downloads
0
Comentários
0
Gostaram
0
Incorporações 0
Nenhuma incorporação

Nenhuma nota no slide

3 ° aula

  1. 1. Estrelas
  2. 2. O quesãoestrelas?
  3. 3.  Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade. Ao fim de sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de matéria degenerada. A estrela mais próxima da Terra é o Sol, que é a fonte da maior parte da energia do planeta. Outras estrelas são visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz do Sol ou bloqueadas por fenômenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celeste foram agrupadas em constelações e asterismos, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios. Extensos catálogos de estrelas foram compostos pelos astrônomos, o que permite a existência de designações padronizadas.
  4. 4.  Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogênio no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o espaço sideral. Quase todos os elementos que ocorrem na natureza mais pesados que o hélio foram criados por estrelas, seja pela nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova quando as estrelas explodem. Os astrônomos podem determinar a massa, idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seu espectro, luminosidade e movimento no espaço. A massa total de uma estrela é o principal determinante da sua evolução e possível destino. Outras características de uma estrela são determinadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento e temperatura. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades, conhecido como Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o estado evolucionário de uma estrela.
  5. 5.  Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material composta principalmente de hidrogênio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente denso, parte do hidrogênio é gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear.[1] O restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de processos radiantes e convectivos. A pressão interna da estrela impede que ela colapse devido a sua própria gravidade. Quando o combustível do núcleo (hidrogênio) se exaure, as estrelas que possuem pelo menos 40% da massa do Sol[2] se expandem para se tornarem gigantes vermelhas, em alguns casos fundindo elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A estrela então evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do material para o ambiente interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de elementos pesados.[3]
  6. 6.  Sistemas binários e multiestelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas, movendo-se umas em torno das outras em órbitas estáveis. Quando duas dessas estrelas estão em órbitas relativamente próximas, sua interação gravitacional pode causar um impacto significativo na sua evolução.[4] As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia.
  7. 7. Formação e evolução
  8. 8.  Formação e evolução[editar | editar código-fonte]  Região de formação estelar em NGC 3324, onde grandes estrelas massivas fazem os gases ao seu redor brilhar.  As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior densidade no meio interestelar, embora esta densidade seja ainda menor do que no interior de uma câmara de vácuo terrestre. Essas regiões são chamadas nuvens moleculares e consistem em sua maior parte de hidrogênio, com cerca de 23- 28% de hélio e quantidades pequenas de elementos mais pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é a nebulosa de Órion.[47] À medida em que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, elas iluminam poderosamente essas nuvens e também ionizam o hidrogênio, criando uma região HII.[48]
  9. 9.  A formação de uma estrela começa com uma instabilidade gravitacional dentro da nuvem molecular, cujo gatilho são frequentemente ondas de choque provenientes de supernovas (grandes explosões estelares) ou da colisão de duas galáxias (como uma galáxia starburst). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os critérios para a Instabilidade de Jeans, ela começa a colapsar sob a sua própria força gravitacional.[49]
  10. 10.  Quando a nuvem colapsa, conglomerados individuais de poeira densa e gás formam os chamados glóbulos de Bok. À medida que os glóbulos colapsam e a densidade aumenta, a energia potencial gravitacional é convertida em calor e a temperatura aumenta. Quando a nuvem protoestelar atinge aproximadamente a condição estável de equilíbrio hidrostático, uma protoestrela se forma no núcleo.[50]Essas estrelas da pré-sequência principal (estágio em que a estrela ainda não atingiu a sequência principal) são freqüentemente cercadas por um disco protoplanetário. A protoestrela continua a se contrair e sua temperatura interna aumentar, até que os gases em seu interior se tornam ionizados, uma mistura de núcleos atômicos positivos e elétrons. Quando a temperatura aumenta o suficiente em seu centro, inicia-se a fusão nuclear, que gera energia, contrapondo-se à contração gravitacional, tornando-se uma estrela da sequência principal. O tempo necessário desde o início do colapso da nuvem gravitacional até a entrada na sequência principal depende da massa da estrela. Estima-se que o Sol levou trinta milhões de anos, enquanto estrelas com quinze massas solares levam somente 160 000 anos, mais rápida devido a sua maior força gravitacional.[51]
  11. 11. Concepção artística do nascimento de uma estrela no interior de uma densa nuvem molecular. Imagem NASA
  12. 12.  Estrelas novas com menos de duas massas solares são chamadas estrelas T Tauri, enquanto as com massas maiores são estrelas Herbig Ae/Be. Essas estrelas recém-nascidas emitem jatos de gás ao longo dos seus eixos de rotação, o que pode reduzir o momento angular da estrela colapsante e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como objetos de Herbig-Haro.[52] [53] Esses jatos, combinados com a radiação de estrelas grandes próximas, podem ajudar a expulsar a nuvem circundante em que a estrela foi formada.[54]
  13. 13.  Uma vez iniciada, a formação estelar em uma nuvem molecular pode dar origem de dezenas a milhares de estrelas massivas, dependendo de seu tamanho. Entretanto, a radiação emitida pelas estrelas recém- formadas acaba por expulsar os gases remanescentes ao seu redor, limpando suas redondezas. Remanescentes de nuvens densas, entretanto, são capazes de resistir por mais tempo, conforme observado nos "Pilares da Criação" na Nebulosa da Águia.[55]
  14. 14. Um exemplo de um diagrama de Hertzsprung–Russell para um conjunto de estrelas que inclui o Sol (no centro). (Ver "Classificação" abaixo.)
  15. 15.  As estrelas passam cerca de 90 % da sua vida fundindo hidrogênio para produzir hélio em reações a altas temperaturas e pressões próximo ao núcleo. Diz-se que tais estrelas estão na seqüência principal e elas são chamadas estrelas anãs. Iniciando a seqüência principal no estágio zero, a proporção de hélio no núcleo da estrela cresce continuamente. Como conseqüência, de modo a manter a taxa de fusão nuclear no núcleo, a estrela aumenta vagarosamente sua temperatura e luminosidade.[56] Estima- se que a luminosidade do Sol, por exemplo, tenha aumentado em 30% e sua temperatura superficial em 300K desde que entrou na seqüência principal, há 4,6 bilhões de anos.[57]
  16. 16.  A dinâmica evolutiva de uma estrela é determinada principalmente pela sua massa inicial, inclusive características essenciais como luminosidade e tamanho, bem como a sua evolução, tempo de vida e destino final.
  17. 17.  A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos. Algumas estrelas podem até estar próximas de 13,7 bilhões de anos – a idade observada do universo. Em 2007, a estrela mais antiga já observada, HE 1523-0901, tem idade estimada em 13,2 bilhões de anos.[82] [83] Observações da polarização da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, em 2015, revelam que a "Idade das Trevas" terminou cerca de 550 milhões de anos após o Big Bang - mais de 100 milhões de anos mais tarde do que se pensava anteriormente.[84] Quanto maior a massa de uma estrela, menor seu tempo de vida, principalmente porque as estrelas grandes têm maior pressão nos seus núcleos, fazendo com que elas queimem hidrogênio mais rapidamente. As estrelas maiores duram em média cerca de um milhão de anos, enquanto estrelas de massa mínima (anãs vermelhas) queimam seu combustível muito lentamente e duram dezenas a centenas de bilhões de anos.[85] [86]
  18. 18.  Quando as estrelas se formam na atual Via Láctea, elas se compõem de cerca de 71% de hidrogênio e 27% de hélio,[87] em massa, com uma pequena fração de elementos mais pesados. Tipicamente, a proporção de elementos pesados é medida em termos do teor de ferro na atmosfera estelar, pois o ferro é um elemento comum e suas linhas de absorção são relativamente fáceis de medir. Como as nuvens moleculares em que as estrelas se formam são continuamente enriquecidas por elementos mais pesados provenientes de explosões de supernovas, a medição da composição química de uma estrela pode ser usada para inferir a sua idade.[88] A proporção de elementos mais pesados pode ainda ser um indicador da probabilidade de uma estrela possuir um sistema planetário.[89]
  19. 19.  A estrela com o menor teor de ferro já medido é a anã HE1327-2326, com apenas 1/200.000 do teor de ferro do Sol.[90] Em contraste, a estrela super-rica em metal µ Leonis tem quase o dobro do teor de ferro do Sol, enquanto a estrela 14 Herculis, que possui planetas, tem quase o triplo de ferro.[91] Também existem estrelas quimicamente peculiares, que mostram abundâncias pouco usuais de certos elementos em seu espectro, especialmente cromo e terras-raras.[92]
  20. 20.  evido a sua grande distância da Terra, todas as estrelas, com exceção do Sol, aparecem para o olho humano como pontos brilhantes no céu noturno, que cintilam por causa do efeito da atmosfera terrestre. O Sol, apesar de ser também uma estrela, está suficientemente próximo da Terra para ser visto como um disco e para fornecer iluminação. Após o Sol, a estrela com maior tamanho aparente é R Doradus, com um diâmetro angular de apenas 0,057 segundos de arco.[93] Os discos da maioria das estrelas têm diâmetro angular muito pequeno para serem observados com os atuais telescópios ópticos baseados em terra, portanto telescópios por interferometriasão requeridos para produzir imagens desses objetos. Outra técnica para a medição do tamanho angular de estrelas é através da ocultação.
  21. 21.  Pela medição precisa da queda no brilho de uma estrela quando ela é ocultada pela Lua (ou o aumento do brilho quando ela reaparece), o diâmetro angular da estrela pode ser calculado.[94] As estrelas variam em tamanho desde as estrelas de nêutrons, que têm entre 20 e 40 km de diâmetro, até supergigantes como Betelgeuse, na constelação de Orion, que tem um diâmetro aproximadamente 650 vezes maior do que o Sol – cerca de 0,9 bilhão de quilômetros. Entretanto, Betelgeuse tem uma densidade muito menor do que a do Sol.[95]
  22. 22. As estrelas variam bastante em tamanho. Em cada imagem da seqüência, o objeto mais à direita aparece como o mais à esquerda no painel seguinte. A Terra aparece à direita no painel 1 e o Sol é o segundo à direita no painel 3.
  23. 23.  A temperatura superficial de uma estrela da sequência principal é determinada pela taxa de produção de energia no núcleo e o raio da estrela, e é frequentemente estimada com base no índice de cor da estrela.[115] Ela é normalmente indicada pela temperatura efetiva, que é a temperatura de um corpo negro ideal que irradia sua energia na mesma luminosidade por unidade de área da superfície da estrela. Ressalte-se, entretanto, que a temperatura efetiva é apenas um valor representativo, uma vez que as estrelas, na realidade, apresentam um gradiente de temperatura que diminui com o aumento da distância para o núcleo.[116] A temperatura na região do núcleo de uma estrela é de vários milhões de kelvin.[117]
  24. 24.  A temperatura estelar determina a taxa de energização ou ionização de diferentes elementos, resultando em linhas de absorção características no espectro. A temperatura superficial de uma estrela, junto com sua magnitude absoluta visual e características de absorção, são usadas para classificar uma estrela (ver a classificação abaixo).[31]  Estrelas da sequência principal com grandes massas podem ter temperaturas superficiais de 50.000 K. Estrelas menores como o Sol têm temperaturas superficiais de alguns milhares de kelvin. Gigantes vermelhas têm temperaturas superficiais relativamente baixas, de cerca de 3.600 K, mas elas também têm alta luminosidade devido a sua grande superfície exterior.[118]
  25. 25.  O interior de uma estrela estável está em estado de equilíbrio hidrostático: as forças em qualquer pequeno volume se contrabalançam quase exatamente. Em direção ao centro a força é a gravitacional e, para o exterior, a força se deve ao gradiente de pressão dentro da estrela. O gradiente de pressão é estabelecido pelo gradiente de temperatura do plasma pois a parte externa da estrela é mais fria do que o núcleo. A temperatura no núcleo de uma estrela da sequência principal ou uma gigante é da ordem de 107 K. A temperatura e pressão resultantes de um núcleo que queima hidrogênio são suficientes para que ocorra a fusão nuclear e para que seja produzida energia suficiente para impedir o colapso da estrela.[138] [139]
  26. 26.  À medida que os núcleos atômicos são fundidos no núcleo, eles emitem energia na forma de raios gama. Esses fótons interagem com o plasma circundante, acrescentando energia térmica ao núcleo. As estrelas na sequência principal convertem hidrogênio em hélio, aumentando lenta, mas constantemente, a proporção de hélio no núcleo. Finalmente, o teor de hélio se torna predominante e a produção de energia cessa no núcleo. Para estrelas com mais de 0,4 massa solar, entretanto, a fusão ocorre numa camada que se expande lentamente em torno do núcleo degenerado de hélio.[140]
  27. 27.  Além do equilíbrio hidrostático, o interior de uma estrela estável mantém um balanço de energia de equilíbrio térmico. Há um gradiente radial de temperatura em todo o interior, que resulta em um fluxo de energia para o exterior. O fluxo de energia que sai de qualquer camada dentro da estrela é exatamente igual ao fluxo que chega do interior.
  28. 28. Diagrama mostrando uma seção em corte de uma estrela do tipo do Sol. Imagem NASA
  29. 29.  A zona de radiação é a região no interior da estrela onde a transferência por radiação é suficientemente eficiente para manter o fluxo de energia. Nesta região o plasma não é perturbado e não existe nenhum movimento de massa. Se isto não acontece, o plasma se torna instável e ocorre convecção, formando uma zona de convecção. Isto pode ocorrer, por exemplo, em regiões em que há fluxos de energia muito alta, tais como as proximidades do núcleo ou em regiões com alta opacidade, como no envoltório externo.[139]
  30. 30.  A ocorrência de convecção no envoltório externo de uma estrela da sequência principal depende da massa. Estrelas com várias vezes a massa do Sol têm uma zona de convecção no interior profundo e uma zona de radiação nas camadas externas. Estrelas menores, como o Sol, são exatamente o oposto, com a zona de convecção localizada nas camadas externas.[141] Estrelas anãs vermelhas com menos de 0,4 massa solar são totalmente convectivas, o que impede a acumulação de um núcleo de hélio.[2] Para a maioria das estrelas, as zonas de convecção também variam com o tempo, à medida que a estrela envelhece e a constituição do seu interior se modifica.[139]
  31. 31. Obrigado!

×