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1
2
3
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
“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
Ciclo de vida estelar
Assim, como tudo o que possui vida, as estrelas:
Nascem
Evoluem
Morrem
8
9
O Nascimento -
Nebulosas
Nebulosas – As maternidades
interestelares
10
FIGURA 2 – Nebulosa Cabeça de Cavalo, na esfera celeste se localiza próximo à
constelação de Órion
11
O Nascimento -
Nuvens de Poeira
12
O Nascimento -
Glóbulos
O Nascimento -
Protoestrelas
13
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.
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
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
Luta incessante contra a
gravidade
17
FIGURA 6 – No início a gravidade quer
formar a estrela, depois ela quer
destruí-la
Diagrama H-R
O comprimento de
onda emitido pela
luz da estrela está
diretamente
condicionado à
massa que ela
possui.
19
Tipos de Estrelas
A vida pós-sequência
principal e
a Morte Estelar
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
O destino final de uma estrela
depende de sua massa
21
Anã Branca
22
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
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
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
Nebulosa Planetária
26
No ciclo de sua morte vão ejetando suas camadas externas e formando
as chamadas Nebulosas Planetárias
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
Novas e Supernova Tipo 1A
28
Estrelas de Nêutrons
29
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
Supernova (tipo 2)
Outro tipo de nebulosa
32
FIGURA 12 – Nebulosa Planetária FIGURA 13 – Nebulosa formada por
Supernova
Efeito Pulsar
Buracos Negros
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
37
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
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
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
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
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
Etapas da formação do
disco.
• Nebulosa em
Rotação.
• Formação do
disco.
.
• Núcleo denso e
quente.
43
Formação do proto-sol
44
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
• 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
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
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.
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
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
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
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
Camadas Solares
55
• 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
Camadas solares
• Núcleo
• Zona convectiva
• Fotosfera
• Camada inversora
• Cromosfera
• Coroa
57
FIGURA 20 – Estrutura interna do Sol
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
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
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
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
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
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
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
• 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
• 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
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
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
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
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
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
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
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
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
TOP 10 MAIORES ESTRELAS DO UNIVERSO
ANTESDA DESCOBERTADEUY SCUTI
78
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
Até algum tempo atrás, VY CMa
dominava e Betelgeuse era bem maior
do que é hoje, mas...
80
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
Fusão termonuclear no Sol
83
Fusão Termonuclear
84
85
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
O FAZ A ESTRELA CRESCER
TANTO?
88
Destino do Sistema Solar
89
90
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
O FUTURO SOL:
92
93
O QUE ACONTECERÁ COM O
SISTEMA SOLAR??
94
Curiosidade: Você sabe o que aconteceria com
o sol se ele tivesseuma companheira?
95
Ela começaria a atrair a massa de sua
parceira podendo ocasionar uma supernova.
96
97
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
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Estrelas

  • 1. 1
  • 2. 2
  • 3. 3
  • 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
  • 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
  • 8. Ciclo de vida estelar Assim, como tudo o que possui vida, as estrelas: Nascem Evoluem Morrem 8
  • 10. Nebulosas – As maternidades interestelares 10 FIGURA 2 – Nebulosa Cabeça de Cavalo, na esfera celeste se localiza próximo à constelação de Órion
  • 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. 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. 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. Luta incessante contra a gravidade 17 FIGURA 6 – No início a gravidade quer formar a estrela, depois ela quer destruí-la
  • 18. Diagrama H-R O comprimento de onda emitido pela luz da estrela está diretamente condicionado à massa que ela possui.
  • 19. 19 Tipos de Estrelas A vida pós-sequência principal e a Morte Estelar
  • 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. O destino final de uma estrela depende de sua massa 21
  • 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. 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. 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. Nebulosa Planetária 26 No ciclo de sua morte vão ejetando suas camadas externas e formando as chamadas Nebulosas Planetárias
  • 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. Novas e Supernova Tipo 1A 28
  • 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
  • 32. Outro tipo de nebulosa 32 FIGURA 12 – Nebulosa Planetária FIGURA 13 – Nebulosa formada por Supernova
  • 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
  • 37. 37
  • 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. 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. 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. 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. 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. Etapas da formação do disco. • Nebulosa em Rotação. • Formação do disco. . • Núcleo denso e quente. 43
  • 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. • 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. 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
  • 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. 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. 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. 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 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
  • 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. Camadas solares • Núcleo • Zona convectiva • Fotosfera • Camada inversora • Cromosfera • Coroa 57 FIGURA 20 – Estrutura interna do Sol
  • 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. 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. 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. 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. 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
  • 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
  • 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. • 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. • 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
  • 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. TOP 10 MAIORES ESTRELAS DO UNIVERSO ANTESDA DESCOBERTADEUY SCUTI 78
  • 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. Até algum tempo atrás, VY CMa dominava e Betelgeuse era bem maior do que é hoje, mas... 80
  • 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
  • 85. 85
  • 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
  • 88. O FAZ A ESTRELA CRESCER TANTO? 88
  • 89. Destino do Sistema Solar 89
  • 90. 90
  • 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
  • 93. 93
  • 94. O QUE ACONTECERÁ COM O SISTEMA SOLAR?? 94
  • 95. Curiosidade: Você sabe o que aconteceria com o sol se ele tivesseuma companheira? 95
  • 96. Ela começaria a atrair a massa de sua parceira podendo ocasionar uma supernova. 96
  • 97. 97
  • 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

Notas do Editor

  1. 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