Estrelas

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Slide apresentado como pré-requisito de aprovação na disciplina de Tópicos de Astronomia do curso de Ciências da Natureza e Matemática - UNILAB

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  • Se uma protoestrela tiver pouca massa ela não irá para a sequência principal e virará anã marrom
    Uma estrela formada com massa relativamente baixa, o mínimo suficiente para iniciar a fusão termonuclear viverá mais, por exemplo as Anãs Vermelhas
    Estrelas com massas intermediárias, como o Sol, viverão muito tempo, não tanto que nem as Anãs Vermelhas, mas terão cerca de 10 bilhões de anos de existência e terão uma morte agonizante e silenciosa
    Estrelas mais massivas vivem menos e possuem finais catastróficos
  • Estrelas

    1. 1. 1
    2. 2. 2
    3. 3. 3
    4. 4. O que são estrelas? • Estrelas são gigantes e luminosas esferas de plasma, as quais se mantém “estáveis” por conta da gravidade e da enorme pressão gerada pela fusão termonuclear • As estrelas brilham porque no interior delas ocorre a fusão do Hidrogênio em Hélio e, em decorrência disso, produzem uma enorme quantidade de energia, tanto térmica quanto luminosa 4 FIGURA 1 – Fotografia tirada pelo Telescópio Hubble mostrando Sirius, a estrela mais brilhante do céu noturno. Sirius A (à frente) e Sirius B (ao fundo).
    5. 5. 5
    6. 6. “O Nitrogênio em nosso DNA, o Cálcio em nossos ossos, o Ferro em nosso sangue, o Carbono em nossas células. Fomos formados no interior de estrelas em colapso. Nós somos poeira das estrelas” Carl Sagan 6
    7. 7. 7
    8. 8. Ciclo de vida estelar Assim, como tudo o que possui vida, as estrelas: Nascem Evoluem Morrem 8
    9. 9. 9 O Nascimento - Nebulosas
    10. 10. Nebulosas – As maternidades interestelares 10 FIGURA 2 – Nebulosa Cabeça de Cavalo, na esfera celeste se localiza próximo à constelação de Órion
    11. 11. 11 O Nascimento - Nuvens de Poeira
    12. 12. 12 O Nascimento - Glóbulos
    13. 13. O Nascimento - Protoestrelas 13
    14. 14. Protoestrelas e Disco de Acresção 14 FIGURA 3 – Representação Artística de uma Protoestrela (ao centro) rodeada por um enorme disco de gás e poeira – o disco de acresção.
    15. 15. As estrelas falhas – Anãs Marrons 15 FIGURA 4 – Anãs marrons são estrelas que não conseguiram dar inicio efetivo à fusão termonuclear devido à pouca massa – cerca de 10 a 70 vezes a massa de Júpiter, mas possuem dimensões similares ao mesmo FIGURA 5 – Júpiter, o maior planeta do Sistema Solar, acredita-se que Júpiter é uma anã marrom, que devido à pouca massa não virou estrela tal como o Sol
    16. 16. Sequênciaprincipaldas estrelas É chamada sequência principal o intervalo de tempo em que a estrela está “estável”, ou seja, tem hidrogênio suficiente para manter suas atividades nucleares. 4H → He4 + 2ℯ+ + 2𝜐ℯ + γ
    17. 17. Luta incessante contra a gravidade 17 FIGURA 6 – No início a gravidade quer formar a estrela, depois ela quer destruí-la
    18. 18. Diagrama H-R O comprimento de onda emitido pela luz da estrela está diretamente condicionado à massa que ela possui.
    19. 19. 19 Tipos de Estrelas A vida pós-sequência principal e a Morte Estelar
    20. 20. A Massa como fator determinante na vida e morte das estrelas • A massa é o principal fator da vida e morte estelar: • Para mostrar isso, observe a seguinte equação: 𝑡 𝑠𝑝 = 1 ( 𝑚 𝐸 𝑚⨀ )² ∙ 1010anos 20
    21. 21. O destino final de uma estrela depende de sua massa 21
    22. 22. Anã Branca 22
    23. 23. Estrelas com 0,08𝑚⨀ < 𝑚 < 0,45𝑚⨀ • Anãs Vermelhas • Não se sabe ao certo como elas morrem, pois nenhuma anã vermelha morreu até agora • Devido à pouca massa não conseguirão fundir Hélio em elementos mais pesados e virarão um anã branca constituída basicamente de Hélio 23 FIGURA 7 – Próxima Centauri, a estrela mais próxima de nós, é uma anã-vermelha e está tragada a virar um objeto menor ainda
    24. 24. Estrelas com 0,45𝑚⨀ < 𝑚 < 10𝑚⨀ • Conseguem realizar a fusão do Hélio em Carbono • Gigante Vermelha/ Supergigante Vermelha • Também virarão Anãs Brancas • Diferentemente das anteriores, o núcleo dessas estrelas, ao final da vida é composto de Carbono 24 FIGURA 8 – Sol terá esse destino
    25. 25. Gigante Vermelha – O destino às estrelas com mais de 0,45𝑚⨀ 25 FIGURA 9 – Antares A, uma supergigante vermelha, toda estrela que conseguir fazer a fusão do He em elementos mais pesados irá expandir consideravelmente o seu tamanho
    26. 26. Nebulosa Planetária 26 No ciclo de sua morte vão ejetando suas camadas externas e formando as chamadas Nebulosas Planetárias
    27. 27. Os dois destinos das Anãs Brancas 27 FIGURA 10 – Anã Negra, resultada de uma Anã Branca que já irradiou toda a sua energia restante FIGURA 11 – Quando a estrela possui uma companheira o seu destino é bem diferente, ocorrendo as Novas e a Supernova Tipo 1A
    28. 28. Novas e Supernova Tipo 1A 28
    29. 29. Estrelas de Nêutrons 29
    30. 30. Estrelas com 10𝑚⨀ < 𝑚 < 25𝑚⨀ • Estrelas formadas com massa de dez a 25 vezes maiores que a massa do Sol vão ter uma morte catastrófica • Vivem bem menos e de forma bem mais agitada • Conseguem queimar o Carbono em elementos mais pesados. • Quando iniciam a queima do Ferro não aguentam a tamanha energia e explodem em supernovas do Tipo 2 30
    31. 31. Supernova (tipo 2)
    32. 32. Outro tipo de nebulosa 32 FIGURA 12 – Nebulosa Planetária FIGURA 13 – Nebulosa formada por Supernova
    33. 33. Efeito Pulsar
    34. 34. Buracos Negros
    35. 35. Estrelas com 𝑚 > 25𝑚⨀ • Estrelas com essa incrível massa explodem nas chamadas Hipernovas quando começam a fundir Ferro. • Liberam uma energia milhares de vezes maior do que uma supernova comum • Liberam na sua explosão todos os elementos químicos constituintes da matéria • Núcleo da estrela é tão comprimido e se torna um Buraco Negro, os corpos mais perturbadores das leis da Física 35 FIGURA 14 – Buracos Negros, nem a luz consegue escapar de sua imensa gravidade
    36. 36. 36
    37. 37. 37
    38. 38. Teorias para a formação do sol • 1- Modelos baseados em turbulência. • 2- Teoria Nebular (antiga). • 3- Teoria de Forças de Maré. • 4- Teoria Nebular (moderna). 38
    39. 39. Modelos baseados em turbulência • Proposto por Decartes (1596-1650). • Em 1644, Decartes propôs uma teoria onde o universo e então cheio de éter e matéria, era cheio de vórtices de todos os tamanhos. • Apenas qualitativo. • Abandonada após as leis de Newton. 39
    40. 40. Teoria Nebular antiga • Proposta por Kant e Laplace em 1755. • De acordo com Laplace a nebulosa contrai-se sob a influência da gravidade e sua velocidade rotacional aumenta até que ela entrasse em colapse em forma de disco. • Subsequentemente anéis de gás são ejetados e condensam em planetas e satélites. • Falhas na explicação do momento angular do sistema solar. A maior parte do momento angular está nos planetas (Júpiter – 60% e Saturno – 25%) e não no sol. 40
    41. 41. Teoria de força de maré • Buffon foi o primeiro a propor uma teoria catastrófica em (1707-1788). • Sugeriu que o sistema solar surgiu de uma ejeção de material do Sol, causado por uma colisão com um cometa. • Esta teoria que não tem base científica foi abandonada (na época não se conhecia o material dos cometas). 41
    42. 42. Teoria nebulosa (moderna) • Aglomerado de matéria. . • Proto-sol . FIGURA 15 – (a) Pilares da Criação, um dos maiores e mais famosos berçários estelares . (b) Disco formado por concentração e compressão de gases e poeira (c) Formação de uma protoestrela • Formação do disco. 42
    43. 43. Etapas da formação do disco. • Nebulosa em Rotação. • Formação do disco. . • Núcleo denso e quente. 43
    44. 44. Formação do proto-sol 44
    45. 45. Características do disco • Próximo • Tudo transformado em vapor • Linha de rocha • Possibilidade da formação de rochas • Linha de neve • Possibilidade de solidificação de água e amônia, etc. 45
    46. 46. • Estrelas nestas fases iniciais (chamadas de T-Tauri) são sempre encontradas no interior de nuvens de gás das quais nascem. Um exemplo é o aglomerado do Trapézio no interior da Nebulosa de Órion, visto no centro da imagem abaixo. 46 FIGURA – Aglomerado do Trapézio, no interior da Nebulosa de Órion
    47. 47. ENFIMUMJOVEMSOL • Quando a pressão interna consegue atingir 15 milhão de graus o pequeno sol se torna “maduro”, desde então brilhará por cerca de 10 bilhões de anos. 47
    48. 48. 48
    49. 49. Aspectos Físicos e Dimensões Aspecto Valor Massa 𝟏, 𝟗𝟗 ∙ 𝟏𝟎 𝟑𝟎 𝒌𝒈 Volume 𝟏, 𝟒𝟏 ∙ 𝟏𝟎 𝟐𝟕 𝒎³ Raio Médio 𝟔, 𝟗𝟔 ∙ 𝟏𝟎 𝟖 𝒎 Densidade média 𝟏, 𝟒𝟏 ∙ 𝟏𝟎 𝟑 𝒌𝒈/𝒎³ Aceleração gravitacional na superfície 𝟐𝟕𝟒𝒎 𝒔2 = 𝟐𝟖𝒈, 𝒐𝒏𝒅𝒆 𝒈 = 𝟗, 𝟕𝟖𝒎/𝒔2 Velocidade de escape 𝟔, 𝟏𝟖 ∙ 𝟏𝟎 𝟓 𝒎/𝒔 Período de rotação 𝟑𝟕 𝒅𝒊𝒂𝒔 𝒏𝒐𝒔 𝒑ó𝒍𝒐𝒔 𝒆 𝟐𝟔 𝒏𝒐 𝒆𝒒𝒖𝒂𝒅𝒐𝒓 Potência de radiação 𝟑, 𝟗 ∙ 𝟏𝟎 𝟐𝟔 𝑱/𝒔 Temperatura na superfície 𝟓, 𝟕𝟕𝟖 ∙ 𝟏𝟎 𝟑 𝑲 Temperatura na Coroa Solar 𝟓 ∙ 𝟏𝟎 𝟔 𝑲 Temperatura no Núcleo 𝟏, 𝟓𝟕 ∙ 𝟏𝟎 𝟕 𝑲 49 TABELA 1 – ALGUNS ASPECTOS FÍSICOS DO SOL.
    50. 50. Composição Química 50 Elemento Total da massa Total do Volume Hidrogênio 𝟕𝟑, 𝟒𝟔% 𝟗𝟐% Hélio 𝟐𝟒, 𝟖𝟓% 𝟕% Oxigênio 𝟎, 𝟕𝟕% 𝑴𝒆𝒏𝒐𝒔 𝒅𝒆 𝟏% Carbono 𝟎, 𝟐𝟗% 𝑴𝒆𝒏𝒐𝒔 𝒅𝒆 𝟏% Ferro 𝟎, 𝟏𝟔% 𝑴𝒆𝒏𝒐𝒔 𝒅𝒆 𝟏% Enxofre 𝟎, 𝟏𝟐% 𝑴𝒆𝒏𝒐𝒔 𝒅𝒆 𝟏% Neônio 𝟎, 𝟏𝟐% 𝑴𝒆𝒏𝒐𝒔 𝒅𝒆 𝟏% Nitrogênio 𝟎, 𝟎𝟗% 𝑴𝒆𝒏𝒐𝒔 𝒅𝒆 𝟏% Silício 𝟎, 𝟎𝟕% 𝑴𝒆𝒏𝒐𝒔 𝒅𝒆 𝟏% Magnésio 𝟎, 𝟎𝟓% 𝑴𝒆𝒏𝒐𝒔 𝒅𝒆 𝟏% TABELA 2 – COMPOSIÇÃO QUÍMICA DO SOL
    51. 51. Dados Observacionais e Características Orbitais 51 Característica/Dado Valor Distância Média da Terra 𝟏, 𝟒𝟗𝟔 ∙ 𝟏𝟎 𝟏𝟒 𝒎 Classificação Estelar 𝑮𝟐𝑽 Magnitude Aparente −𝟐𝟔, 𝟕𝟒 Magnitude Absoluta 𝟒, 𝟖𝟓 TABELA 3 – Dados Observacional do Sol Dado Valor Distância Média do Centro da Via Láctea 𝟐, 𝟓 ∙ 𝟏𝟎 𝟐𝟎 𝒎 Período Orbital 𝟐, 𝟓 ∙ 𝟏𝟎 𝟖 𝒂𝒏𝒐𝒔 = 𝟕, 𝟖𝟖𝟒 ∙ 𝟏𝟎 𝟏𝟓 s Velocidade Orbital 𝟐, 𝟐 ∙ 𝟏𝟎 𝟓 𝒎/𝒔 TABELA 4 – Características Orbitais do Sol FIGURA 16 – O Sol, o centro do Sistema Solar
    52. 52. Distâncias ESTRELA DISTÂNCIA DO SOL ATÉ ELA (Anos-Luz) Próxima Centauri (𝛼 Centauri C) 𝟒, 𝟐𝟐 Sirius (𝛼 Canis Majoris A) 𝟖, 𝟓𝟕 Aldebaran (𝛼 Taurus A) 𝟔𝟓, 𝟏 Vega (𝛼 Lira) 𝟐𝟓 Spica (𝛼 Virgo) 𝟐𝟔𝟎 Rigel (𝛽 Orions) 𝟕𝟕𝟐. 𝟗 Betelgeuse (𝛼 Orions) 𝟒𝟐𝟕 Antares (𝛼 Scorpion) 𝟔𝟎𝟓 Alnitak (𝜁 Orions) 𝟖𝟎𝟎 Alnilam (𝜀 Orions) 𝟏𝟑𝟒𝟎 Mintaka (𝛿 Orions) 𝟗𝟎𝟎 VY Canis Majoris 𝟑𝟖𝟒𝟎 52 TABELA 5 – DISTÂNCIAS DO SOL ÀS PRINCIPAIS ESTRELAS. 1 Ano-Luz é a distância que a luz percorre (no vácuo) em um ano, ou seja 𝟗, 𝟒𝟔 ∙ 𝟏𝟎 𝟏𝟓 𝒎.
    53. 53. 53 FIGURA 17 - Antares ( 𝛼 𝑆𝑐𝑜𝑟𝑝𝑖𝑜𝑛 ) é uma supergigante vermelha, uma das maiores estrelas conhecidas FIGURA 19 – Rigel ( 𝛽 𝑂𝑟𝑖𝑜𝑛𝑠 ) é uma supergigante azul, uma das estrelas mais brilhantes no céu noturno FIGURA 18 – O cinturão de Órion, ou como é conhecido popularmente, as Três Marias, é usado como um importante referencial na esfera celeste
    54. 54. 54
    55. 55. Camadas Solares 55
    56. 56. • A matéria que constitui o Sol encontra-se em estado gasoso. Entretanto, estes gases estão a temperaturas extremamente altas, principalmente no interior do Sol, apresentando assim estado de plasma. • Cerca de 73,4% de hidrogênio é constituída a massa solar, 25% de Hélio e 2% de outras dezenas de elementos químicos. 56 Camadas Solares
    57. 57. Camadas solares • Núcleo • Zona convectiva • Fotosfera • Camada inversora • Cromosfera • Coroa 57 FIGURA 20 – Estrutura interna do Sol
    58. 58. Núcleo • É a região mais interna do sol • De todas as camadas, ela é a que possui mais massa • Local onde se produz a energia via reações nucleares. • Temperaturas superiores a 1,5 ∙ 108 𝐾 , que é a temperatura necessário para realizar a fusão do Hidrogênio 58 FIGURA 21 – Ilustração retratando as camadas solares, destacando o núcleo de nossa estrela
    59. 59. Zona convectiva • Responsável pelo transporte de energia do núcleo até a superfície do sol formada por colunas de gases em movimento espessura ≈ 150.000km. 59
    60. 60. Fotosfera • É a superfície do sol, sua espessura é de aproximadamente 300km. É a região de onde provem a maior parte da energia disponível do sol 60
    61. 61. Camada Inversora • É a região do sol, responsável pelo aparecimento, de raias escuras indicadoras dos elementos químicos ali existentes. Alguns autores a consideram como parte da cromosfera. (FARIA, 1987) 61
    62. 62. Cromosfera • É a camada de coloração avermelhada observada durante os eclipses totais do sol ou instrumentos especiais. Sua temperatura aumenta gradativamente desde a camada inversora atingindo 50.000°C. Espessura estimada de 6.000 a 15.000 km 62 FIGURA 22 – Na camada da cromosfera observam-se formações de grande interesse. Nela podem ser vistas algumas linhas espectrais de Hidrogênio e de Cálcio
    63. 63. 63
    64. 64. Coroa • A camada mais externa do Sol. A temperatura da coroa atinge valores da ordem de 1.000.000 K. Extensão depende da atividade solar pode atingir órbitas planetárias. A coroa só pode ser observada durante os eclipses totais do sol ou através de instrumentos. 64FIGURA 23 – Eclipse Solar Total. Quando ocorre o fenômeno é possível ver a Coroa Solar em destaque
    65. 65. 65
    66. 66. Fenômenos que ocorrem na superfície solar • MANCHAS SOLARES: Formações escuras, visíveis na fotosfera solar. São aparentemente escuras devidas ao fato de possuírem temperaturas menores que as regiões vizinhas, e a partir do seu estudo foi possível conhecer os intervalos de rotação do Sol (equador = 26 dias e polos = 37 dias) 66 FIGURA 24 – Manchas solares. Uma mancha típica pode ter o tamanho da Terra e durar por semanas
    67. 67. • GRÃOS: observados na fotosfera, são fenômenos rápidos (min), são os topos das camadas de matéria ascendente da zona convectiva dimensões 200 a 1.500km • ESPÍCULOS: ocorrem na cromosfera solar são jatos de matéria duração ≈ 10 min 67 Fenômenos que ocorrem na superfície solar
    68. 68. • PROTUBERÂNCIAS: Protuberâncias ocorrem nas camadas superiores da atmosfera solar (cromosfera e coroa). São colunas de gases mais frios essas formações atingem centenas de milhares de km de altura. Estão intimamente ligadas aos campos magnéticos do Sol. 68 Fenômenos que ocorrem na superfície solar FIGURA 25 – Representação do arco formado na superfície do Sol por uma protuberância. Algumas são tão grandes que caberiam o planeta Júpiter embaixo delas.
    69. 69. 69
    70. 70. Sol Massa (𝑚⨀): 1,99 ∙ 1030 𝑘𝑔 Raio (𝑅⨀): 6,96 ∙ 108 𝑚 Diâmetro: 1,39 ∙ 109 𝑚 Luminosidade (𝐿⨀): 3,84 ∙ 1026 𝑊 Temperatura na superfície = 5760K FIGURA 26 – Comparação do Sol com demais corpos celestes do sistema solar 70
    71. 71. Sirius Massa: 2,4𝑚⨀ Diâmetro: 2,38 ∙ 109 𝑚 Raio: 1,7𝑅⨀ Luminosidade: 25,4𝐿⨀ Distância: 8,57 anos-luz da Terra. Temperatura na superfície: 9940K FIGURA 27 – Sol e Sirius, estrelas de tamanho parecido e de destino similar 71
    72. 72. Aldebaran Massa:1,7𝑚⨀ Diâmetro: 5,37 ∙ 1010 𝑚 Raio: 38𝑅⨀ Luminosidade: 150𝐿⨀ Distância: 65,1 anos-luz da Terra. Temperatura na superfície: 3910K FIGURA 28 – Sol em comparação com Aldebaran, que provavelmente era uma estrela similar ao Sol quando estava na sequência principal 72
    73. 73. Rigel Massa:18𝑚⨀ Diâmetro: 1,01 ∙ 1011 𝑚 Raio: 73𝑅⨀ Luminosidade: 85000𝐿⨀ Distância: 772,9 anos-luz da Terra. Temperatura na superfície: 11500K FIGURA 29 – COMPARAÇÃO DE RIGEL COM O SOL 73
    74. 74. Betelgeuse Massa:14𝑚⨀ Diâmetro: 9,04 ∙ 1011 𝑚 Raio: 650𝑅⨀ Luminosidade: 40000 − 100000𝐿⨀ Distância: 427 anos-luz da Terra. Temperatura na superfície: 3600K FIGURA 30 – Betelgeuse (ao centro) e a nebulosa formada pelas suas camadas externas ao seu redor. Estrela já está perto da morte ou talvez já tenha morrido 74
    75. 75. Antares Massa:15,5𝑚⨀ Diâmetro: 9,74 ∙ 1011 𝑚 Raio: 700𝑅⨀ Luminosidade: 11500 − 65000𝐿⨀ Distância: 605 anos-luz da Terra. Temperatura na superfície: 3500K FIGURA 31 – Antares é tão grande que se fosse colocada no lugar do Sol ela engoliria os 4 planetas rochosos 75
    76. 76. VY Canis Majoris Massa:18𝑚⨀ Diâmetro: 1,97 ∙ 1012 𝑚 Raio: 1420𝑅⨀ Luminosidade: 270000𝐿⨀ Distância: 3840 anos-luz da Terra. Temperatura na superfície: 3490K Durante muito tempo ficou com o título de maior estrela conhecida. Mas... FIGURA 32 – Comparação do tamanho do Sol com a VY Canis Majoris, uma das maiores estrelas do Universo 76
    77. 77. NML CYGNI Massa:32,5𝑚⨀ Diâmetro: 2,29 ∙ 1012 𝑚 Raio: 1650𝑅⨀ Luminosidade: 270000𝐿⨀ Distância: 5300 anos-luz da Terra. Temperatura na superfície: 3500K Segunda maior estrela conhecida, recentemente perdeu o posto para outra maior ainda, a UY SCUTI FIGURA 33 – Comparação do tamanho de NML CYGNI com a VY Canis Majoris, o Sol teve sua escala aumentada para que fosse visível 77
    78. 78. TOP 10 MAIORES ESTRELAS DO UNIVERSO ANTESDA DESCOBERTADEUY SCUTI 78
    79. 79. UY SCUTI Massa:30𝑚⨀ Diâmetro: 2,37 ∙ 1012 𝑚 Raio: 1708𝑅⨀ Temperatura na superfície: 3500K Maior estrela conhecida atualmente, se fosse colocada no centro do Sistema Solar engoliria todos os planetas até Saturno e ficaria relativamente próxima a Urano FIGURA 34 – Comparação do tamanho da maior estrela conhecida com o Sol. Para ser uma noção da diferença de tamanho, caberiam 5 bilhões de sóis dentro dela 79
    80. 80. Até algum tempo atrás, VY CMa dominava e Betelgeuse era bem maior do que é hoje, mas... 80
    81. 81. R136a1 – A estrela mais massiva do Universo 81 Massa atual:265𝑚⨀ Massa no nascimento: 320𝑚⨀ Diâmetro: 4,92 ∙ 1010 𝑚 Raio: 35,4𝑅⨀ Luminosidade: 8,67 ∙ 1062 𝐿⨀ Temperatura na superfície: 53000K Distância até a Terra: 165000 anos luz FIGURA 35 - R136a1 é tão massiva que a estrela que ocupava o posto de mais massiva conhecida possui menos da metade dela.
    82. 82. 82
    83. 83. Fusão termonuclear no Sol 83
    84. 84. Fusão Termonuclear 84
    85. 85. 85
    86. 86. Principais Consequências •Expansão (até 200x) •A extinção da vida terrestre como conhecemos (1bilhão de anos) •Incineração de Mercúrio, Vênus •Possível destruição da Terra 86
    87. 87. 87
    88. 88. O FAZ A ESTRELA CRESCER TANTO? 88
    89. 89. Destino do Sistema Solar 89
    90. 90. 90
    91. 91. CAVANDO A PRÓPRIA COVA!!! • Quando o hidrogênio estiver acabando o sol irá encolher, ficará mais quente e começará a fundir o produto anterior: Hélio • Com a fusão de Hélio irá surgir um novo elemento: O Carbono • Muito rapidamente o gás Hélio irar acabar e quando isso acontecer.... 91
    92. 92. O FUTURO SOL: 92
    93. 93. 93
    94. 94. O QUE ACONTECERÁ COM O SISTEMA SOLAR?? 94
    95. 95. Curiosidade: Você sabe o que aconteceria com o sol se ele tivesseuma companheira? 95
    96. 96. Ela começaria a atrair a massa de sua parceira podendo ocasionar uma supernova. 96
    97. 97. 97
    98. 98. Referências • FARIA, Romildo P. (org). Fundamentos de Astronomia – 3ªed. Campinas: Papirus, 1987 • HORVATH, J.E. O ABCD da Astronomia e da Astrofísica – 2ª ed. São Paulo: Editora Livraria da Física, 2008 • Observatório – UFMG (Online). Disponível em http://www.observatorio.ufmg.br/Pas104.htm. Acesso em 29/04/2015 às 15h20min • SEARA da Ciência (Online). Disponível em <http://www.seara.ufc.br/especiais/fisica/atividadesolar/ativs olar3.htm>. Acesso em 06/05/2015 às 04h09min • UFRGS (Online). Disponível em: <http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/mainseq/ms_evol.htm>. Acesso em 29/04/2015 às 15h25min 98

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