ciclo de vida das estrelas e do sol.pptx

Síntese
Vamos ver a vida das estrelas até sua morte e os processos
envolvidos.

SOL
Cerca de 4,6
bilhões de anos.
Próximo à metade
de sua vida útil.
SIEDLECKI, Piotr. PublicDomainPictures.net.
Imagem 1. Sol.
Apresenta massa de média a baixa.
Pertence à chamada sequência principal.
É a “fase” mais longa dessa estrela.

CICLO DE EVOLUÇÃO ESTELAR
Bilhões de anos.

Bilhões de anos.
Inicia com
nebulosa molecular gigante:
“berçário de estrelas”;
rico em H e He.
Imagem 2. JHUDIE Anne's
Learning Corner. Yellow and
puple illustrative star life
cycle science education
presentation. Canva.

Bilhões de anos.
Inicia com
nebulosa molecular gigante:
“berçário de estrelas”;
rico em H e He.
A matéria se condensa e aglomera
sob a influência da gravidade.
Estrela pequena Estrela gigante
Menor massa e brilho Maior massa e brilho
Ciclo de vida maior. Ciclo de vida menor.

ESTRELA PEQUENA
Nebulosa molecular gigante
Estrela pequena
Gigante vermelha
Nebulosa planetária
Anã branca
Aumento de tamanho e luminosidade.
Expansão além do tamanho original.

ESTRELA PEQUENA
Estrela pequena
Gigante vermelha
Anã branca
Nuvem de gás e poeira cósmica.
Formada a partir de camadas
externas ejetadas de estrela em
estágio avançado de evolução.

ESTRELA PEQUENA
Estrela pequena
Gigante vermelha
Anã branca
Remanescente denso
e quente. Composição
principal: carbono
e oxigênio.

“DESTINO” DO SOL
Sequência principal
Gigante vermelha
Anã branca

O ciclo de vida de uma estrela:
resumo
Meio Interestelar
reservatório de
matéria prima
Estrela da
Sequência Principal
Queima H no
interior
Complexa sequência
de eventos que
depende da massa
da estrela
(evolução estelar)
Objeto compacto
(defunto estelar)
Anã branca
Estrela de nêutrons
Buraco negro
Colapso
Gravitacional
Fim do H
Ejeção de toda
ou parte da massa

Formação Estelar
As estrelas formam-se, evoluem e morrem. Trata-se de um processo
contínuo e permanente que ocorre, em maior ou menor grau, em todas
as galáxias.
Imagem do HST de um
proplyd na Grande
Nebulosa de Orion.
Estrela em processo de
formação!
proplyd = protostellar disk
(disco proto-estelar)

Propriedades Fundamentais
de uma Estrela: determinação
Temperatura:
- cores ou tipo espectral
Composição química
- Análise espectral
Massa
- sistemas binários
Luminosidade
- brilho aparente, compensado pela distância
Raio
- observação direta ou através de L e Tef

Propriedades Fundamentais
de uma Estrela: determinação
E a idade de uma estrela, como é determinada?
Para determiná-la, devemos conhecer o ciclo de vida de uma estrela, para
que possamos descrever como suas propriedades observacionais
(espectro, luminosidade, raio, etc.) evoluem com o tempo.
Em outras palavras, queremos determinar a posição da estrela
no diagrama HR, para cada uma de suas fases evolutivas

Teoria de Evolução Estelar
A teoria de evolução estelar é um dos maiores êxitos da astrofísica do
século XX. É possível, hoje, calcular em detalhes a estrutura de uma
estrela em todas as suas fases evolutivas, do seu nascimento até sua
morte.
Como sabemos se a teoria está correta? Testando-a com as observações
(assunto da aula de hoje)
Tipicamente, à medida que uma estrela evolue, sua luminosidade e
temperatura mudam o tempo. A história de uma estrela pode,
portanto, ser descrita pela sua trajetória evolutiva no diagrama HR.

Evolução Estelar
Mudança nos
parâmetros
estelares
(L, R, T, M)
com o tempo
protoestrela
estrela da
sequência
principal
gigante
vermelha
anã
branca
Visão esquemática das
fases da vida do Sol

Vimos que a vida da estrela é uma batalha constante entre a
gravidade e a pressão gerada por várias forças.
Para a estrela se manter íntegra, sem ceder à gravidade, ela precisa
gerar energia. Essa energia vem da fusão.
A fusão só é possível por que a alta temperatura e pressão na estrela
fazem com que os núcleos dos átomos se fundam, e criem novos
elementos químicos.
A fusão começa com os átomos de Hidrogênio que se fundem e
formam Hélio.
Vida das Estrelas

Por Borb, CC BY-SA
3.0,
https://commons.wiki
media.org/w/index.p
h p?curid=680469

Energia das Estrelas
Para a fusão de H em He:
Massa do hidrogênio: 1.67372×10−27 Kg
Massa do Deutério: 3.44×10−27 Kg
Massa do Hélio:6.64648×10-27 Kg
Porém a soma de 2 deutérios é igual à:
2 deutérios =6.88×10−27Kg
Então, temos uma diferença de:
Diferença:0.23352×10−27Kg
Com a fusão de 2 átomos de Hidrogênio, a
massa do He resultante é menor que
simplesmente a soma das massas de 2
átomos de H.
Para onde foi a matéria?
10-27 = Yg-> Yoctograma

Vida das Estrelas
Se a estrela precisa realizar o processo de fusão para ter energia,
assim que não há mais “combustível” para este processo, ela chega
ao seu fim.
Todas as estrelas nascem de forma parecida, e assim como a massa
influencia a formação da estrela, ela também define como será seu
desenvolvimento e morte.
A vida de uma estrela é uma constante batalha entre a gravidade,
que a faz contrair, e a pressão interna, que a faz expandir.

Vida das Estrelas
Pressão
interna
Gravidade
Gravidade
Gravidade
Gravidade

Quando a gravidade e pressão estão balanceadas, a estrela está em
equilíbrio hidrostático.
Mas, o que acontece quando transformações dentro da
estrela fazem com que a pressão interna ou a gravidade predomine
?
A estrela irá expandir ou contrair até atingir novamente um
equilíbrio. Isso pode levar a mudanças significativas de tamanho,
brilho e cor.
Vida das Estrelas

M = Massa do Sol
R = Raio do Sol
L = Luminosidade do Sol
* Nosso Sol é uma
estrela do tipo G

Oh Be A Fine Girl, Kiss Me
https://pt.wikipedia.org/wiki/Classifica%C3%A7%C3%A3o_estelar#/media/File:Morgan-Keenan_spectral_classification.png

http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node2.htm

Evolução Estelar
Se comparada à vida humana, a evolução estelar é extremamente
lenta, pois é da ordem de milhares de anos.
Em 5000 anos de observação, a maioria das estrelas não apresentou
grandes mudanças.
https://pt.wikipedia.org/wiki/Evolu%C3%A7%C3%A3o_estelar

Evolução Estelar
Temos muitas dificuldades em observar a evolução das estrelas, por
isso criamos modelos que nos ajudem a explicar esse processo.
O aspecto mais importante em uma estrela é sua massa. É a massa
que define como esta estrela nasce e se desenvolve.
A estrela passa por diversas etapas durante sua vida.
Todas dependem de sua massa.

Lembrando da aula passada:
• Se a massa for menor que 0.072Mʘ a temperatura é menor que
107K. Nesta temperatura a fusão não se estabiliza e temos a
formação de uma anã marrom. A estrela frustrada.
• Se a massa for maior que ~150Mʘ a temperatura é muito alta e a
fusão começa antes da formação da estrela, e isso desfaz a estrela
antes mesmo de ela se formar.
Evolução Estelar

Evolução Estelar
Estrelas passam por várias etapas. Estrelas como o Sol passam por
quatro etapas principais:
• 1º Fase: Queima de Hidrogênio
• 2º Fase: Gigante Vermelha
• 3º Fase: Queima de Hélio
• 4º Fase: Gigante do ramo Assintótico

1° fase – Queima de Hidrogênio

• O núcleo chega a uma temperatura maior que 107K, o
que permite a fusão e consequentemente a formação de Hélio.
• Este processo de fusão acontece no núcleo da estrela.
• Como visto nas aulas anteriores, a produção de Hélio é feita pelo
ciclo p-p
Se a massa da estrela for de 1.2Mʘ a temperatura atinge 15×106K, o
que é quente o suficiente para que ocorra um outro processo: o ciclo
CNO

O ciclo CNO é uma outra forma de estrelas com massas maiores que
o Sol fazem para formar Hélio.

Sobre o transporte de Energia
Nesses processos, ocorre a geração de energia.
Essa energia gerada no núcleo é transportada para fora. O modo que isso
acontece depende da massa da estrela. Existem 2 processos envolvidos: o
transporte por convecção e por radiação (lembrando da aula sobre o Sol):
Radiação: é uma forma de transferência de calor
que ocorre por meio de ondas eletromagnéticas.
Como essas ondas podem propagar-se no vácuo,
não é necessário que haja contato entre os corpos
para haver transferência de calor.
Convecção: é a transferência de calor
através de um fluído que ocorre devido
ao
movimento do próprio fluído.
http://mundoeducacao.bol.uol.com.br/fisica/radiacao-conducao-conveccao.htm

Se a massa da estrela é menor que 0.4Mʘ, a energia é transportada
por convecção.

Se a massa da estrela estiver entre 0.4Mʘ e 4Mʘ a energia é
transportada por radiação até regiões mais afastadas do núcleo e
depois transportada por convecção para fora;

Se a massa da estrela for maior que 4Mʘ, ocorre o processo inverso,
a energia é transportada por convecção para as regiões mais
afastadas do núcleo e depois transportada por radiação para fora.

Assim, a estrutura interna de uma estrela como o Sol pode apresentar 3
regiões principais:
• Um núcleo, onde ocorre a geração de energia pela
fusão de
Hidrogênio em Hélio
• Uma zona convectiva
• Uma zona radiativa
• Antes de se tornar uma gigante vermelha, a estrela passa por uma fase
de transição chamada Subgigante.
• Nesta fase de subgigante, a estrela é mais brilhante que as estrelas da
sequencia principal, porém ainda não é tão brilhante quanto as gigantes.
• Em estrelas com massa acima de 1.25 Mʘ, essa fase é tão curta que
raramente é observada.
http://www.if.ufrgs.br/fis02001/aulas/Aula20-122.pdf

Após queimar todo o Hidrogênio em seu núcleo, a estrela passa por uma
transformação.
A fusão ocorre em uma fina camada ao redor do núcleo, e como a energia
não é suficiente, o núcleo colapsa.
O núcleo da estrela se contrai e a camada acima dele cai sobre ele, pois o
peso das camadas superiores é maior do que ele pode suportar, já que a
pressão interna é menor.
Como o balanço entre gravidade e pressão é perdido, o colapso do núcleo
aumenta:
• a temperatura da estrela em regiões internas;
• a camada que queima H;
• a luminosidade da estrela.
2° fase – Gigante Vermelha

2° fase – Gigante Vermelha
As camadas externas se reajustam. O envelope também se aquece e
expande, em reação a superfície da estrela esfria.
Nessa fase a temperatura na estrela cai. Isso faria sua luminosidade
diminuir, porém como seu tamanho aumenta, devido a expansão do
envelope, a luminosidade também aumenta.
Isso faz com que a estrela caminhe pelo diagrama Hertzsprung-Russell,
indo para a direta, tornando-se Subgigante e depois para cima, tornando-
se Gigante Vermelha.

http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula08.pdf

3° fase – Queima de Hélio
• A temperatura no núcleo atinge 100 milhões de Kelvin,
essa temperatura é alta o suficiente para formar Carbono.
• O processo de formação de Carbono é o α triplo
• Quanto às massas:
• Estrelas com massas menores que 0.45Mʘ não
alcançam a
temperatura necessária para realizar este processo.
• Para estrelas com massas entre 0,45 Mʘ e 2Mʘ essa reação começa
de forma drástica, num processo chamado “flash do hélio”.
• Já para estrelas com massas maiores, o inicio da fusão em Hélio
ocorre de forma mais suave.

https://docs.google.com/viewer?a=v&pid=sites&srcid=ZGVmYXVsdGRvbWFpbnxsYXBhdWx1Y2NpfGd4OjIxYWUwM2VhMzFlMzlhNDQ

3° fase – Queima de Hélio
• Acima do núcleo
existe
camada que ainda
queima
uma
Hidrogênio. Enquanto o núcleo se expande, o envelope
se
contrai e esquenta.
• Neste ponto a estrela se desloca do
ramo de gigantes vermelhas para
um ramo chamado Ramo
Horizontal, por um caminho ainda
não muito bem conhecido. Ainda
não foi observada uma estrela
fazendo esse caminho.

4° fase – Gigante do Ramo Assintótico

• Após a queima do Hélio acabar, o núcleo se contrai mais uma vez.
• Temos então 3 camadas:
• O núcleo.
• A camada acima do núcleo que
continua a queimar Hélio.
• A camada acima da anterior, que
continua a queimar Hidrogênio.
A estrela se desloca mais uma vez no
diagrama, agora para Gigante
do
Ramo Assintótico.

• Nessa fase, a estrela é maior e mais luminosa do que na fase de
gigante vermelha.
• No fim desta fase a estrela sofre pulsos térmicos e ventos que
ejetam C, N e O.
• Como a estrela não tem temperatura suficiente para realizar a
queima do Carbono, a energia é produzida apenas nas camadas
externas, e este envoltório se torna instável. Assim ele é ejetado a
uma velocidade de algumas dezenas de Km/s.
• Essa é a origem de parte desses elementos no Universo.

A morte da estrela
• A morte da estrela ocorre quando a gravidade começa a ganhar
da pressão.
• Após alguns bilhões de anos a estrela não consegue mais
sustentar os processos de fusão que geram energia.
• Neste momento, ocorrem transformações, que assim como toda a
formação da estrela, dependem da massa, e ditarão seu destino
final.
• Como a gravidade começa a vencer, a estrela começa a contrair e
a temperatura aumenta, até o ponto em que ela colapsa.
• Este colapso dá origem a outros corpos celestes.

Morte das Estrelas
De baixa Massa!

Morte das estrelas – Baixa massa
• São consideradas estrelas de baixa massa as estrelas que têm
massa total de até 2Mʘ e um núcleo com massa menor que 1,4
vezes a Massa do Sol.
• O destino final de uma estrela como esta é ser uma Anã Branca.
• As Anãs brancas são objetos muito densos. Algumas podem ter o
tamanho da terra e a massa do Sol.
• Inicialmente elas são quentes, mas esfriam
rapidamente,
emitindo radiação ultravioleta.
• Devido ao seu tamanho possuem baixa luminosidade e ocupam a
parte mais baixa do diagrama HR.

• Uma anã branca é o núcleo que sobrou da estrela após as outras
camadas terem sido expelidas.
• Este núcleo se mantém estável devido à pressão de degeneração
eletrônica.
• Como a pressão e a temperatura em seu interior é extremamente
alta, o carbono assume uma nova forma.

Quase isso...
A comparação com diamantes, é mais uma licença poética do que
uma comparação de fato. A estrutura que o carbono adquire no
núcleo de uma anã branca é muito mais densa do que um
diamante real.

• As estrelas com núcleo com uma massa menor que 0.5Mʘ não
chegam a queimar Hélio, elas viram Anãs Brancas de Hélio.
• Entretanto isso demora mais do que a atual idade do Universo,
que tem cerca de 13.7 bilhões de anos. As observadas têm outra
origem, são estrelas com núcleo de hélio que perderam as
camadas externas por interação com outras estrelas. ( veremos
estas interações adiante).

• Quando a estrela se torna uma anã branca, ela ejeta seu
envelope, que é feito de gás ionizado.
• Esta “explosão” faz com que uma “nuvem” se forme.
Essa nuvem possui um brilho avermelhado, devido ao
Hidrogênio e Nitrogênio, ionizados, e um brilho azul do
Oxigênio.
• O nome “ nebulosa planetária” vem do fato que, se vistas de
pequenos telescópios elas podem se parecer com planetas.
Mas não possuem relações com eles.

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/09/Artist's_impression_of_supernova_1993J.jpg
Anã Branca

Nebulosas Planetárias
Núcleo
Nebulosa do Anel (M57) – constelação de Lira.
http://www.ccvalg.pt/astronomia/nebulosas/nebulosas_planetarias/m57.jpg

Nebulosa planetária Abell 39
http://1.bp.blogspot.com/_Y_7hig-xGJM/TOFU6k7oOZI/AAAAAAAAAPs/WNl4b6E-pVc/s1600/02+-+Abell+39.jpg

• Depois de mais ou menos 50 mil anos, esses elementos se
misturam com o meio interestelar. Sim, aquele que pode formar
aglomerados e dar origem à novas estrelas.
• Estão entre os objetos mais bonitos observados.
• Aqui termina o desenvolvimento deste tipo de Estrela:
Sem mais produzir energia nuclear, agora só resta a energia
térmica, a anã branca continuará brilhando cada vez menos à
medida em que for esfriando, e hipoteticamente, num futuro
distante, se tornará um objeto frio, denso e escuro chamado anã
negra.
Modelo de evolução: http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/mevolsol.gif
http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node14.htm#a
http://www.if.ufrgs.br/fis02001/aulas/Aula20-

Morte das Estrelas
De Massa Intermediária!

Morte das estrelas – Massa Intermediária
• Para estrelas cujo núcleo tem massa total maior que ~2 vezes a
massa do Sol e núcleo com massa maior que 2,2 vezes a
massa do Sol, o seu destino é se tornar uma estrela de
Nêutrons.
• Estrelas com essa massa, passam pela fase de Supergigante e
formam um núcleo de Ferro.
• Isso tem como consequência uma morte catastrófica!

• Até aqui, vimos que estrelas com massas intermediárias
conseguem atingir altas temperaturas e pressão dando
continuidade ao processo de fusão até formar o Fe.
• A produção e queima destes elementos acontecem em
camadas, onde os elementos mais pesados ficam mais
próximos ao centro. Assim, essas estrelas formam
núcleos de Fe.
Morte das estrelas – massa intermediária

• Até o ferro, a fusão nuclear acontece de forma
“espontânea”. O ferro é o último elemento no qual , para
criá-lo, a estrela gera energia. Elementos mais pesados
do que o ferro gastariam energia para serem feitos.
• Elementos mais pesados precisam de muito mais energia
para serem criados, por isso só surgem num momento
especial: na morte da estrela.
Morte das estrelas – Grande Massa

• Fusão de Hidrogênio → Hélio.
• Fusão de Hélio → Carbono, Oxigênio e Neônio.
• Fusão de Carbono, Oxigênio e Neônio → todos os elementos até o
Silício.
• Fusão de Silício → todos os elementos até o Ferro.

6 × 108 K
Carbono→Neônio e Hélio
28𝑆
𝑖
28𝑆
𝑖
5
6
𝑁
𝑖
56𝐶
𝑜
56𝐹
𝑒
𝑒− �
�
𝑒−
�
�
20𝑁
𝑒
1
6
�
� 24𝑀
𝑔
4
𝐻
𝑒
20𝑁
𝑒
4
𝐻
𝑒
16𝑂
16
𝑂
12
𝐶
12
𝐶
1.5 × 109 K
Oxigênio→Silício e
Hélio
1.2 × 109 K
Nêonio→magnésio e Oxigênio
2.7 × 109 K
Silício→Níquel e
Cobalto (rapidamente)
→Ferro

• Com esse núcleo de Fe, a estrela não consegue mais realizar o
processo de fusão, e assim não produz mais energia.
• Assim a gravidade vence a pressão, e comprime mais o núcleo
vencendo a pressão de degeneração eletrônica, fazendo surgir
uma estrela de nêutrons instável.
• O núcleo colapsa violentamente sobre seu próprio peso em
alguns segundos.

• As camadas superiores, contendo aproximadamente 90% da massa
da estrela, colapsam sobre este núcleo e, após o comprimirem ao
máximo são empurradas para fora, com velocidades de milhares
de quilômetros por segundo. Esta explosão é chamada Supernova.
• Tanta energia é liberada nessa explosão que a estrela brilha tanto
quanto todas as estrelas da galáxia juntas!
• O que resta dessa explosão é uma estrela de Nêutrons.
• Simulação: http://giphy.com/gifs/supernova-snhtml-
I5KLRmuu8jGzS
• falaremos mais sobre o momento da Supernova
adiante!

• Uma Estrela de Nêutrons é um objeto extremamente denso: com
massa de ~1,4 Massas solares e um raio de cerca de apenas 20km.
• A pressão de
degenerescência dos
nêutrons impede que a
estrela continue
colapsando desde que
sua massa final seja
menor do que 3 massas
solares.

• São estrelas de nêutrons que giram muito rapidamente.
• Se o eixo de rotação não coincidir com o eixo magnético,
um pulso de raio-X é visto pelo observador de forma
periódica.
• A periocidade dos pulsares é tão exata quanto relógios
atômicos usados em satélites.
Pulsares

Imagem: X-ray: NASA/CXC/Univ of Toronto/M.Durant et al; Optical: DSS/Davide De Martin
http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/multimedia/vela2012.html#.VVtXyFVVhBc
O Pulsar de Vela está cerca de 1.000 anos-luz da Terra, tem cerca de 19,31 Km de diâmetro, e
faz mais de 11 rotações completas a cada segundo, mais rápido do que um rotor de
helicóptero.

https://physicsforme.files.wordpress.com/2011/05/neutron-stars-may-gradually-become-
strange-stars-2.jpg
Esquema de um Pulsa genérico

• Na formação de Fe termina a produção de elementos químicos
pela estrela, pois os elementos acima deste necessitam de muita
energia para serem formados.
• Cada mudança na produção de novos elementos gera menos
energia, fazendo com que cada fase fique mais curta.
• Nessa fase, a estrela oscila em caminhos horizontais no diagrama
HR, mas sua luminosidade é constante.

Se as estrelas conseguem produzir elementos
químicos somente até o Ferro, como explicar a
existência de outros elementos químicos além
desse?

• Para produzir estes elementos, a temperatura e pressão tem que
ser muito maiores do que a estrela pode produzir em sua vida,
por isso, essa produção só ocorre no momento final da vida de
uma estrela, exatamente em sua morte.
• A supernova é o momento onde essas condições são satisfeitas.

• Como a temperatura e a densidade são extremamente altas,
elementos mais pesados que o Ferro, como o Níquel, Cobre,
Zinco, Bário e Chumbo, são criados por um curto período de
tempo.
• As Supernovas espalham estes elementos pelo meio interestelar,
ajudando na criação de novas estrelas e nuvens interestelares.
Supernovas

• Nesse instante o núcleo implode e o restante da estrela
explode, no que chamamos de Supernova.
Supernovas

Imagem: Adam Bloco , Mt. Lemmon SkyCenter , U.
Arizonahttp://apod.nasa.gov/apod/ap140124.html
Essa foto foi feita em 21 de janeiro de 2014. Ocorreu na galáxia M82 que está a 12 milhões de
anos-luz de distância (a explosão da supernova aconteceu 12 milhões anos atrás, que a luz só
agora está atingindo a Terra), tornando supernova SN 2014J um dos mais próximos a ser visto
nas últimas décadas.

Os Buracos Negros

• Um outro destino final para uma estrela é ela se tornar
um buraco negro.
• Uma estrela se torna um buraco negro quando é super
massiva, mais ou menos com 10 vezes a massa do Sol.
• A estrela sofre o mesmo processo que leva à criação de
uma anã branca, porém, como a estrela original possuía
muito mais massa, ela acaba por sucumbir pela própria
gravidade, criando um corpo altamente denso, com um
campo gravitacional muito forte.
Buracos Negros

Resumindo – Morte das Estrelas

• Em resumo, a morte da estrela, assim como seu nascimento e o
tipo de vida que levará, depende da sua massa.
• Assim, podemos classificar a morte delas em três tipos:
• Massa menor 1.4Mʘ → Gigante Vermelha → Anã Branca
• Massa maior que 1.4Mʘ e menores que 10Mʘ → Supernova
→
Estrelas de Nêutrons
• Massa maior que 10Mʘ → Buraco Negro
• Esses limites são bastante flexíveis e ainda não são bem
conhecidos com muita precisão e variam conforme os modelos e
observações vão avançando.
Morte das Estrelas

Estrelas Variáveis
• São estrelas normais, porém, periodicamente
suas propriedades mudam.
• São usadas para a medição de distâncias junto com
a magnitude aparente.
• Foram importantes para
ajudar Edwin Hubble,
em 1923, a determinar
que o Universo
consistia em mais do
que a Via Láctea.

Estrelas Variáveis
• Estrelas variáveis são pulsantes, e suas propriedades como
luminosidade, Temperatura e raio variam periodicamente.
• Temos dois tipos de estrelas variáveis que foram muito
importantes para que pudéssemos definir o tamanho de nossa
galáxia e a distância de nossos vizinhos, são:
• RRLyraes, estas têm período de pulsação entre 0,5 e 1 dia.
• Cefeidas, estas têm o período de pulsação entre 1 e 100 dias.

Quando uma variável
Cefeida ou RR Lyrae pulsa, a
superfície da estrela oscila
como uma
mola. Consequentemente,
o gás dentro das estrelas se
esquenta e se esfria
alternadamente.
A curva de luz da estrela é então o resultado destas mudanças, que
acarretam também mudanças tanto no tamanho quanto na
temperatura superficial da estrela.
Estrelas Variáveis
http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap13.pdf

• Mas, se a estrela não tivesse um “mecanismo” que
impulsionasse estas oscilações, em algum momento elas
cegariam ao fim.
• Em 1941 A. Eddington explicou como seria esse
mecanismo:
• De acordo com a teoria proposta, a estrela é mais opaca
quando comprimida.
• Quando a estrela é comprimida, o calor preso empurra a
superfície da estrela para fora até o ponto onde esta não é
mais suportada pela pressão de radiação.
• Neste momento a superfície volta a cair, pela força da
gravidade, para dentro da estrela e se completa um ciclo
de pulsação para se iniciar o próximo.
Aglomerados Estelares
http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap13.pdf

• Como mencionado na aula anterior, são
formados a partir do colapso de uma grande nuvem de
gás.
• Como surgem da mesma nuvem, possuem a
mesma idade e composição química.
• Na via láctea podemos observar 2 tipos
de aglomerados:
• Aglomerados abertos
• Aglomerados Globulares

Aglomerados globulares são grupos
concentrados de centenas ou milhares
de estrelas muito velhas que
são gravitacionalmente ligadas
Aglomerados abertos são grupos mais
dispersos de estrelas, geralmente contendo
menos que algumas centenas de membros,
normalmente muito jovens. Aglomerados
abertos são rompidos com o tempo pela
influência gravitacional de nuvens
moleculares gigantes

• Oestudo dos aglomerados estelares é de
grande importância, trazendo indícios sobre:
• As idades de estrelas;
• A idade da Via Láctea;
• As idades de outras galáxias
com observáveis;
• Um limite mínimo para a idade do
Universo.
aglomerados

Imagem: http://hypescience.com/wp-content/uploads/2012/08/ciclo-de-vida-estrela.jpg

Vimos que as estrelas criam os elementos químicos
presentes na tabela periódica, durante sua vida e estes
elementos são espalhados pelo universo no momento
da morte da estrela. Estes mesmos elementos estão
presentes aqui na Terra, e em nossos corpos.

• Sites
• http://www.if.ufrgs.br/fis02001/aulas/Aula20-122.pdf
• http://www.if.ufrgs.br/~fatima/glossario.html#pressao-degenerada
• Material de aulas
• Laura Palucci
Aula 06:
https://docs.google.com/viewer?a=v&pid=sites&srcid=ZGVmYXVsdGRvbWFpbnxs
YXBhdWx1Y2NpfGd4OjIxYWUwM2VhMzFlMzlhNDQ
• Pieter Westera
• Yuri Fregnani
Estrelas II- Ensino de Astronomia UFABC – 2015
• Livro
• Astronomia e Astrofísica- Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira
Saraiva- Editora Livraria da Física
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