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Estrelas.ppt
- 1. O Sol é uma estrela! Asestrelas são sóis! Nascem, evoluem e declinam !
- 2. Índice: O que sãoestrelas Como e onde nascem Porque não colapsam Temperatura estelar Sequência Principal Composição química Evolução do Sol Temperatura estelar superficial Reação próton-próton Estrutura física do Sol Luminosidade e magnitudes Distâncias e raios estelares Evolução estelar Referências
- 4. Sol, uma estrelatípica Massa = 333.000 a da Terra; - 99,9 % da massa do S.S. - 74% H, 24% He, ... 110 Terras; +1 milhão em volume 150.000.000 Km Idade: 4,5 bilhões de anos
- 5. Em essência, um corpo“gasoso” no interior do qual ocorrem reações de fusão nuclear formando elementos químicos mais pesados. Mas, o que é uma estrela? H -> He -> C ... milhões de graus
- 6. As estrelas nascem! Receita: muitohidrogênio processo: gravidade + calor resultado: reação nuclear
- 7. Pressão gravitacional Existindo massa, existeatração gravitacional Força gravitacional Pressão gravitacional (Crédito Boczko)
- 8. Contração gravitacional de umanebulosa F F d m m’ F = G m m’ / d2 Lei da atração gravitacional Gás Hidrogênio milhões de anos
- 9. Aglomerado Estelar Nuvem Inicial Glóbulos de Bok Aglomerado Estelar Acontração de ´pequenas´ regiões leva à fragmentação da nuvem: - maiores estrelas: 100 Msolar - nuvem: 1.000.000 Msolar
- 10. O que podecausar uma contração: Passagem de uma estrela Interação com outra nuvem Ondas de choque Uma perturbação pode aumentar a densidade de massa numa região -> colapso.
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- 12. Nebulosa de Órion -pertence à nuvem de Órion - 25 anos-luz de extensão - 1500 al de distância - 700 estrelas - estrelas jovens e velhas - 200.000 massas solares Foto HST
- 13. B Berçários estelares Nebulosa Trífida ( Sagitário, 5.000al, 40al diam.) Imagem (Hubble) conhecida como Pilares da Criação, que mostra uma infinidade de estrelas se formando na Nebulosa da Águia. (7.000al de nós!)
- 14. Nascimento de uma estrela início das reaçõesde fusão nuclear: H -> He Nuvem Inicial protoestrela nascimento da estrela - Raio ~ 20 a 100 Rsol -Temperatura superficial ~3.000 C -Temperatura central ~ 1.000.000 C - Luminosidade ~ 100 a 1000 a do Sol Sua fonte de energia, neste estágio, é a conversão de energia potencial gravitacional em térmica. Com o colapso, a velocidade de rotação aumenta e parte da nuvem se concentra num disco perpendicular ao eixo de rotação: região onde poderão se formar planetas.
- 15. Por que uma estrela nãocolapsa? ? As camadas externas exercem pressão gravitacional nas internas, então por que ela não implode? Resposta: equilíbrio com radiação! (quem disse que não!)
- 16. Temperatura 0 K 273 K 373K 500 K Fusão do Gelo Vaporização da água A Temperatura de um corpo mede o grau de agitação caótica de suas partículas.
- 17. Pressão Térmica Ar frio Balão com mechaapagada Devido à temperatura, existe a pressão térmica. Mecha acesa
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- 19. (Des)equilíbrio estático PT < PG Contração PT= PG Equilíbrio PT > PG Expansão PT = Pressão Térmica PG = Pressão Gravitacional
- 20. Quando uma estrelanasce, diz-se que ela entrou no Período Principal de sua vida, também chamado de Sequência Principal. É sua fase de maior equilíbrio. A Sequência Principal dura enquanto houver hidrogênio no núcleo da estrela.
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- 23. Decomposição da Luz Espectro contínuo Espectro de emissão Espectrocontínuo com linhas de absorção Sólido aquecido Gás aquecido Gás frio A técnica mais preciosa em astronomia !
- 24. Linhas de emissão noátomo de Hidrogênio Núcleo Nível limite externo Contínuo n=1 n=2 n=3 n=4 n=5 n=6 n= Estado fundamental L Lyman L L L Balmer H H H H P Paschen PPP BB Brackett B B Pfund F F F F Origen: transição de uma camada externa para uma interna.
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- 26. Percentagem dos elementos, nocaso do Sol: 74 % hidrogênio 24 % hélio 0,8 % oxigênio 0,3 % carbono 0,2 % ferro . . .
- 27. Evolução do Sol nuvem fragmentaçãocolapso glóbulo colapso protoestrela Sol Sequência Principal 10 bi anos expansão expulsão nebulosa planetária gigante vermelha declínio anã branca
- 28. Temperatura estelar superficial Reaçãopróton-próton Estrutura do Sol Luminosidade e magnitudes Distâncias e raios estelares Evolução estelar Retornar à Parte 1
- 29. Como determinar a temperaturasuperficial de uma estrela? 5.800 K (Núcleo: 15.000.000 K) Sol
- 30. Telescópio com medidor de luz Filtro Fotômetro Fluxode energia luminosa Meço o fluxo de luz, ou brilho, para cada cor.
- 31. O nosso Sol Fluxo Comprimento deonda T = 5800 K Curva de Planck Lei de Wien: 1893 lmax = b/T
- 32. Classificação espectral O 60.000K - Mintaka B 30.000 K - Rigel A 9.500 K - Sírius F 7.200 K - Canopus G 6.000 K - Sol K 5.250 K - Aldebarã M 3.850 K - Betelgeuse Fria Quente
- 34. Átomos e Íons Próton+ Nêutron Elétron - Convenção Átomo neutro Np = Ne Nível Fundamental Átomo excitado Np = Ne Nível Excitado Íon = Átomo ionizado Np # Ne Elétron Livre (Crédito Boczko)
- 35. Gás e Plasma GásPlasma (Crédito Boczko)
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- 37. Conversão hidrogênio -hélio (ou cadeia próton-próton) p p D Neutrino Pósitron p He3 He3 p p He4 T = 15 milhões + + + E = m c 2 Mfinal < Minicial 4 H He
- 38. Para quem gostade conta: o Sol converte 600 milhões de toneladas de H em He por segundo! Calma! Não vai faltar H tão cedo! Ele tem hidrogênio para “queimar” por mais 5 bilhões de anos! 4 átomos de H tem 6,693 10 Kg 1 átomo de He tem 6,645 10 Kg Perda de massa = 0,048 10 Kg -27 -27 -27 Assim, E = m c = 4,3 10 J -12 2 Para acender uma lâmpada de 60 W por 12 horas, o Sol destrói 2.000.000.000.000.000.000 átomos de H.
- 39. A estrela permanecena Sequência Principal enquanto houver Hidrogênio em seu núcleo. No caso do Sol, 10 bilhões de anos !
- 40. z fotosfera camada convectiva camada radiativa núcleo cromosfera zona de transição coroa Figura forade escala Crédito da imagem: André Luiz da Silva/CDA/CDCC manchas solares Estrutura do Sol
- 41. manchas solares Crédito daimagem: NASA / JAXA - http://www.nasa.gov/mission_pages/solar-b/solar_022.html 4000 C 5800 C
- 42. Fonte da imagem:https://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/archive/EducationResource/Universe/framed_e/lecture/ch11/ch11.html par de manchas solares Linhas de campo magnético Manchas e campo magnético Linhas de campo magnético Linhas de campo podem dragar o plasma superficial, elevando-o e esfriando-o, dando origem às manchas solares.
- 43. Fonte da imagem:https://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/archive/EducationResource/Universe/framed_e/lecture/ch11/ch11.html Rotação do Sol Diferentes partes do Sol giram com diferentes velocidade.
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- 45. A coroa Vista duranteeclipes Plasma com milhões de graus 13.000.000 Km acima da superfície solar
- 46. O vento solare os cometas
- 47. Luminosidade, potência irradiada pelaestrela. É a energia por segundo irradiada pela estrela (é medida em watts)
- 48. Distância e raiode uma estrela R d L fluxo = L / ( 4 p d2 ) meço aqui na Terra (magnitude aparente) d L = ( 4 p R2 ) ( s T4 ) Planck T Tipo estelar L R R intrínseco da estrela (magnitude absoluta)
- 49. Distância estelar, ou, quantotempo a luz leva para vir... do Sol? da estrela mais próxima depois do Sol? das estrelas do aglomerado Omega Centauri 8 minutos 4 anos 17 mil anos! Crédito das imagens: Sol: http://wwwdevinin.blogspot.com; Omega Centauri: Telescópio Espacial Hubble
- 50. Crédito da imagem:André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP/ Estrela de Barnard: 0,2 Rʘ Júpiter: 0,1 Rʘ Sirius B: 0,01 Rʘ Próxima Centauri: 0,15 Rʘ Sol: 1 Rʘ Raios estelares
- 51. Crédito da imagem:André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP Antares: 500 Rʘ (= 2,3 UA) Deneb: 100 Rʘ Aldebaran: 40 Rʘ Spica A: 7 Rʘ Sol:
- 52. Lembra do (des)equilíbrio? Desequilíbriocausa evolução. Enfim, será que é o fim? PT = PG
- 53. Diagrama H-R as propriedadesde uma estrela estão correlacionadas Hertzsprung, 1911, Russel, 1913 Existe relação entre L e T obtidas da magnitude aparente e da distância obtidas do espectro de cores Essa relação depende da idade da estrela
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- 55. Evolução do Sol L/Ls T 0.0001 10.000 1 30.0003.000 5.000 - começa como protoestrela gigante - contração: T R L 100 Rs 10 Rs 1 Rs Quando a temperatura é suficiente para reações termonucleares: a estrela entra na Sequência Principal Para chegar na SP, 1 MS -> 10.000.000 anos 15 Ms -> 10.000 anos 0.05 Ms -> nunca chega (anã marrom) p + p -> He SP
- 56. Saindo da SP Emtorno do núcleo, He continua sendo gerado. Massa de He aumenta -> aumenta T , que aumenta a taxa de produção de He. Logo, a luminosidade aumenta. T alcança valores suficiente para o flash do He: He + He + He -> C L/Ls T 0.0001 10.000 1 30.000 3.000 5.000 100 Rs 1 Rs 10 Rs ramo das gigantes vermelhas supergigantes vermelhas Estrutura: He C C H He SP fora de escala H relativa estabilidade após o flash do He: ´segunda´ sp.
- 57. Saindo do ramodas gigantes: Anãs Brancas L/Ls T 0.0001 10.000 1 30.000 3.000 5.000 100 Rs 1 Rs 10 Rs ramo das gigantes vermelhas supergigantes vermelhas fotosfera ejetada SP Núcleo de Carbono, recoberto de He. T 5.000 – 80.000 K Raio raio da Terra. 0.5 a 1.5 Msol ; Dens. 3 ton/cm3 anãs brancas
- 58. Nebulosa Planetária NGC 7293 M1 Como aumento da luminosidade, há ejeção das camadas externas: 1- devido ao aumento de raio, que diminui a gravidade 2- devido à pressão de radiação As camadas externas se desprendem a Km/s, e tornam-se parte do meio interestelar Parece ter um objeto central circundado por matéria, lembrando um sistema planetário. Daí o nome Nebulosa Planetária.
- 59. Estrela de grande massa Supergigante vermelha Remanescente desupernova Buraco negro Estrela de nêutrons (imagens fora de escala) Estrela de pouca massa Gigante vermelha Nebulosa planetária Anã branca Nuvem interestelar Supernova Resumo evolução estelar
- 60. Evolução estelar conformea massa (imagens fora de escala)
- 61. Referências; 1- https://youtu.be/EYuaVGXMhw0 2- https://pt.wikipedia.org/wiki/Evolu%C3%A7%C3%A3o_estelar#:~:text =Em%20astronomia%2C%20evolu%C3%A7%C3%A3o%20estelar%20 %C3%A9,que%20a%20idade%20do%20universo. 3- http://www.if.ufrgs.br/fis02001/aulas/Aula20-122.pdf 4-Neil F. Comins e William J. Kaufmann III, Descobrindo o Universo. Tradução de Eduardo Neto Ferreira 8.ed – Porto Alegre: Bookman, 2010.
- 62. Para falarmos deevolução estelar, precisamos primeiro saber o que é uma estrela. De forma bem simples, estrela é um corpo “gasoso” no interior do qual ocorrem reações de fusão nuclear, formando elementos mais pesados e liberando, através dessas reações, energia - inclusive em forma de luz visível. As estrelas evoluem, e por isso dizemos que elas tem nascimento, vida e “declínio”. É isso que nos interessa nessa parte do curso: saber como as estrelas evoluem, estudando-as desde seu nascimento até sua morte. Como veremos, esse estudo depende de muitos conhecimentos adquiridos ao longo da evolução da ciência como um todo. A evolução estelar segue uma linha definida: as estrelas nascem de uma nuvem de gás, evoluem enquanto as reações de fusão nuclear acontecem em seu interior, e depois morrem, atingindo seu estágio final. Evolução Estelar
- 63. O estágio finaldepende da massa da estrela: se a massa for muito pequena ela se tornará uma anã marrom ou um planeta; não houve massa suficiente para dar a partida nas reações nucleares e sendo assim o objeto final pouco ou nada brilha. Com massa mediana, como o Sol, a estrela se tornará uma anã branca, ou seja, uma estrela pequena mas de grande brilho. Estrelas mais massivas podem explodir em forma de supernova ou tornar-se uma estrela de neutrons. Um buraco negro seria o estágio final de uma estrela super massiva. Trataremos cada um desses casos individualmente mais tarde. Vamos entao estudar a evolução estelar, começando com a formação ou “nascimento” das estrelas.
- 64. Como se sabe,qualquer corpo que possua massa exerce atração gravitacional sobre outro corpo dotado de massa. É por isso que os objetos caem quando soltos próximos à superfície da Terra: eles sempre caem na direção do centro da Terra (centro de massa). Imagine agora uma grande massa de gás (normalmente hidrogênio) livre no espaço vazio. Todos os átomos desse gás, do interior ou da superfície, estão sujeitos à atração gravitacional produzida por todos os outros átomos. Isso resulta numa força resultante sempre puxando cada átomo para o interior da massa total. É como uma pressão tentando implodir a nuvem. Com o tempo, essa massa gasosa poderá se tornar bastante densa, com todos os seus átomos espremidos numa região central. A forma final dessa nuvem é esférica (se ela não estiver rodando). É assim que nasce uma estrela: a nebulosa inicial vai se condensando até concentrar uma grande quantidade de matéria em uma região relativamente pequena (pequena em comparação ao tamanho inicial da nebulosa, mas ainda poderá ser maior que o Sol). Quanto mais a matéria se condensa, mais atrito aparece entre suas partes e mais quente esse novo corpo vai ficando, até que ele atinge condições de temperatura e pressão suficientes para que ocorram reações de fusão nuclear, convertendo hidrogênio em hélio: nasce uma estrela!
- 65. Um aglomerado estelarforma-se praticamente do mesmo jeito que uma estrela, ou seja, a partir de uma nuvem inicial de gás. Nessa nuvem, no entanto, formam-se os Glóbulos de Bok, centros dentro de uma nuvem interestelar que atraem gravitacionalmente a matéria circundante. Essas regiões denunciam a condensação dos gases ali, e são mais escuras pois ainda não existem estrelas ali para iluminarem os gases. Por isso, enxergamos essa região mais escura em relação ao resto do céu, que possui estrelas. Esses glóbulos darão origem às estrelas.
- 66. Já sabemos comonascem as estrelas, agora falta descobrirmos onde isso ocorre. As estrelas nascem em grandes nuvens de gases espalhadas no espaço: as nebulosas. Na foto temos a nebulosa da Trífida, localizada na constelação de Sagitário, um berçario de estrelas. Ela recebe esse nome pois a região vermelha é aparentemente divida em três partes. Na foto podemos perceber duas colorações básicas: a vermelha e a azul. Essas cores indicam os gases presentes na nebulosa: o vermelho vem do hidrogênio e o azul vem do hélio, os principais gases que formam uma nova estrela. Podemos ver esses gases, no entanto, pois já existem estrelas formadas na nebulosa, que assim iluminam esses gases. É bom que se diga que nem todas as nebulosas propiciam o nascimento de estrelas.
- 67. Já discutimos sobreo nascimento das estrelas: elas se contraem gravitacionalmente até começarem as reações de fusão nuclear. Mas por que uma estrela não colapsa, ou seja, não implode, já que essa contração é inexorável? A resposta para a nossa pergunta está na temperatura. Mas o que é temperatura? Temperatura de um corpo mede o grau de agitação de suas partículas: quanto mais quente um corpo estiver, maior será a agitação das partículas em seu interior. No caso de um gás, essa agitação faz com que ele se expanda e exerça uma pressão se estiver contido num recipiente. A pressão térmica também está presente em uma estrela: o núcleo, fonte de energia da estrela, é agora a nossa fonte de calor. Portanto, ele exerce pressão para fora sobre tudo que o cerca.
- 68. Agora temos aresposta para a nossa questão: a estrela não colapsa, ou implode, porque nela existe equilíbrio entre a pressão, ou expansão térmica, e a contração gravitacional. Enquanto a força gravitacional da estrela puxa determinada partícula para dentro, a expansão térmica a empurra para fora, e assim a estrela se mantem em equilíbrio. Ao longo da vida de uma estrela esse equilíbrio poderá sofrer alterações com conseqüências drásticas. Poderá ocorrer três situações: se a pressão gravitacional for maior que a pressão térmica, a estrela estará em contração. Se as duas pressões forem equivalentes, a estrela estará em equilíbrio: manterá o seu tamanho. No entanto, se a pressão térmica for maior que a gravitacional, a estrela estará se expandindo.
- 69. Sabemos que apressão depende da temperatura, mas temos um problema : como determinar a temperatura de uma estrela? Afinal, não podemos nem ir nem mandar uma sonda a uma estrela para tal finalidade! A luminosidade de um corpo é proporcional a sua temperatura. Medidas também indicam que o fluxo de energia (energia por unidade de área e por unidade de tempo) que emana de uma estrela é função da frequência, ou cor, da radiação emitida. Todos sabemos que um pedaço de ferro pouco aquecido é avermelhado, enquanto um bastante aquecido torna-se mais esbranquiçado. Em suma, a cor trás informação da temperatura da estrela. Existe uma correspondência simples entre o comprimento de onda onde ocorre o máximo de emissão e a temperatura. É a chamda lei de Wien.
- 70. A cor quecorresponde ao máximo de emissão depende da temperatura do corpo. Dessa maneira, medindo com um telescópio dotado de sensores óticos (fotômetros) o fluxo de energia em cada cor que a estrela emite podemos determinar a temperatura de sua superfície (as cores podem ser separadas com um prisma). Concluiremos, assim, que as estrelas azuis são mais quentes que as vermelhas (assim como um bloco de ferro azul é bem mais quente que um vermelho). No caso do nosso Sol, essa curva de fluxo indica que a temperatura de sua superfície é de aproximadamente 5800 graus. De acordo com a temperatura da superfície as estrelas são classificadas segundo a nomenclatura mostrada no slide. Veja coma há estrelas bem mais quentes que o nosso Sol.
- 71. A luminosidade Lde uma estrela é uma característica intrínseca da mesma, isto é, depende do tipo de estrela. Os astrônomos aprenderam com o tempo a classificar estrelas e determinar suas luminosidades. Por exemplo, há uma classe em que a luminosidade depende do período de pulsação do brilho da estrela (variáveis cefeidas); medindo esse período tem-se a luminosidade. A luminosidade L está relacionada com o raio R e com a temperatura T da estrela pela fórmula (lei de Stefa-Boltzmann): Assim, sabendo L e obtendo a temperatura T através da curva de fluxo versus cor (planck), podemos determinar o raio R da estrela. Com esse raio R e medindo o fluxo de energia que chega aqui na Terra, podemos saber a distância d que a estrela se encontra de nós, através da relação: Para estrelas muito distantes esse é praticamente o único método. Para estrelas próximas podemos usar triangulação (método da paralaxe). L = ( 4 p R2 ) ( s T4 ) fluxo = L / ( 4 p d2 )
- 72. Para entendermos oque há no interior de uma estrela primeiro precisamos rever alguns conceitos. Vamos relembrar alguns estados em que podemos encontrar os átomos. Átomo neutro é aquele em que o número de prótons é igual ao número de elétrons, estando os elétrons orbitando suas camadas originais. Chamamos de átomo excitado o átomo que também possui o mesmo número de prótons e elétrons, mas algum elétron se encontra em outro nível, que chamamos de nível excitado. Isso quer dizer que o elétron trocou de camada. Existe também o átomo ionizado: átomos em que o número de elétrons é diferente do de prótons. Nesse caso o átomo, por algum motivo, perdeu ou ganhou um ou mais elétrons, ficando com uma certa carga elétrica.
- 73. Também precisamos entendera diferença entre gás e plasma, pois o que existe no interior das estrelas é na verdade um plasma. Gás é um estado da matéria em que os átomos não se encontram muito próximos um dos outros, e por isso essa matéria tem forma e volume variável. Plasma é um estado da matéria em que falar de átomos já não faz tanto sentido, afinal nesse estado os elétrons não estão mais ligados a seus prótons. Ficam todos misturados, em uma verdadeira sopa de núcleos atômicos e elétrons.
- 74. Durante o processode contração da nebulosa átomos de hidrogênio acabam colidindo, podendo ter seus elétrons excitados ou mesmo arrancados de seus núcleos, formando um plasma. Isso produz aquecimento da nebulosa. Com o passar dos (milhões) de anos esse aquecimento pode chegar a tanto que a velocidade de colisão entre dois núcleos (os elétrons a essa alta temperatura já foram expulsos de seus átomos) pode “fundí-los”, originando um núcleo mais massivo, ou seja, um novo elemento químico (o hélio). Esse processo ocorre quando a nuvem é tão densa que já podemos dizer que se formou um novo astro, uma estrela. Então, reações de fusão nuclear ocorrem no interior das estrelas, pois somente ali tem-se temperaturas suficientemente altas. Para “fundir” hidrogênio em hélio são necessários cerca de 15 milhões de graus. No processo é criado um núcleo de deutério que rapidamente colide com outro próton e se converte num núcleo de hélio 3 (que tem dois prótons, mas apenas um nêutron). A colisão de dois núcleos de hélio 3 dá origem ao hélio 4 (este é o mais comum) e libera dois prótons. Essa reação também é chamada cadeia próton- próton.
- 75. Como fazemos paradescobrirmos a composição química de uma estrela? Podemos descobrir a composição química das estrelas estudando a luz recebida delas, por um processo chamado de espectroscopia. Esse processo consiste basicamente em decompor a luz emitida por vários gases em laboratório e comparar os resultados com a decomposição da luz estelar. Quando decompomos a luz vinda de um corpo, através de um prisma, por exemplo, obtemos o espectro desse objeto, ou em que cores ele emite quando aquecido. A luz branca, ou um sólido aquecido, emite um espectro contínuo, por apresentar todas as frequências de luz (ou cores). Os gases, no entanto, emitem espectros específicos, como se fossem suas impressões digitais. O gás hidrogênio emite apenas certas frequências determinadas de luz, o hélio outras, e assim por diante. Com isso, podemos descobrir os elementos presentes no interior de uma estrela. Basta para isso compararmos as linhas de espectro encontradas na luz da estrela com as já obtidas em laboratório.
- 76. Na superfície doSol aparecem manchas que para nós parecem escuras. Na verdade são regiões com temperaturas em torno de 3000 graus, portanto menos brilhantes que a superfície em torno delas, que está numa temperatura maior. As manchas aparecem quando o campo magnético existente na superfície do Sol traga o plasma para maiores alturas, esfriando-o.
- 77. O Sol emanaao espaço jatos enormes contendo milhares de toneladas de matéria por segundo. Em geral são ejetadas partículas como prótons e elétrons. Esses jatos podem ser fotografados aqui da Terra durante eclipses solares. Essa matéria ejetada alimenta de partículas a camada mais extensa do Sol, a Coroa Solar. Tem dezenas de milhões de kilômetros acima da superfície do Sol e pode alcançar temperaturas de milhões de graus. É daí que surge o chamado “vento solar”, uma corrente de partículas e radiação que banha a Terra e é responsável pela formação da cauda dos cometas, por exemplo, ou pelo aparecimento das auroras boreais.
- 78. O brilho deuma estrela é a sensação luminosa em nossos olhos, portanto, uma grandeza que pode ser medida aqui na Terra. O brilho pode ser pequeno se a estrela for muito radiante, mas estiver distante, ou se ela estiver perto mas for pouco radiante. Luminosidade é o poder de emissão da estrela, ou a potência que ela emite. É uma grandeza própria da estrela. É medida em watts, a mesma unidade de potência que medimos nossas lâmpadas. Para melhorar compreender as estrelas, astrônomos definem magnitude absoluta, grandeza também intrínseca a cada estrela: eles pensam nelas como se estivem hipoteticamente a mesma distância, assim aquela que brilha mais de fato é mais luminosa. Essa distância foi escolhida ser 10 parsec, ou cerca de 32,7 anos-luz. Existe uma correspondência entre a magnitude absoluta e a luminosidade.
- 79. Hertzsprung e Russellobservaram, por volta de 1911, que propriedades de estrelas como luminosidade (ou magnitude absoluta) estavam relacionadas com a temperatura superficial da estrela. Essa relação depende do estágio de evolução da estrela, que define sua idade, e é função da massa estelar (e da composiçao química também). Ao fazer o gráfico da relação entre a luminosidade e a temperatura, obtiveram o diagrama do próximo slide, conhecido hoje como diagrama HR. Cuidado: o diagrama HR não é um mapa estelar; ele não indica a posição das estrelas no céu.
- 80. Nesse diagrama HR,está ilustrada a trajetória de uma estrela com a massa próxima a do nosso Sol, desde seu nascimento numa nebulosa até 10.000.000 anos após, quando ela entra na Sequência Principal. Ela fica nesse estágio por cerca de 10 bilhões de anos (o Sol já está nesse estágio a uns 4,5 bilhões de anos). O tempo que uma estrela gasta na sequência principal é inversamente proporcional a sua massa: quanto mais (menos) massa, menos (mais) tempo fica. Por exemplo, uma estrela com 20 vezes a massa do Sol fica na Sequência principal “apenas” 25 milhões de anos.
- 81. Após bilhões deanos na sequência principal, o hidrogênio começa a se exaurir. A estrela, então, ruma para um novo estágio. No caso do Sol, ele se tornará um estrela enorme e vermelha, pois a radiação vencerá momentaneamente (por alguns “poucos” milhões de anos!) a gravidade, expulsando as camadas externas da estrela, que se esfria e avermelha. Essa nova fase se chama Gigante Vermelha. Isso acontecerá com o nosso Sol daqui uns 5 bilhões de anos. Note que a luminosidade da estrela aumentou muito, pois seu raio é enorme, embora sua temperatura superficial tenha diminuído. Nesse estágio de evolução, o núcleo será composto por essencialmente hélio, com temperatura de cerca de 100 milhões de graus, suficientes para converter He em carbono. Esse momento se chama Flash do Hélio.
- 82. Após alguns milhoesde anos no ramo das Gigantes Vermelhas, a forte radiação emanada do centro da estrela, devido à conversão de He em C, expulsa as camadas exteriores para longe. O núcleo fica exposto e ele brilha muito. Sua temperatura é alta, cerca de 100 milhões de graus, mas seu tamanho é “pequeno”, não muito maior que a Terra. Daí as estrelas nessa fase se chamarem Anãs Brancas. É o destino do Sol!
- 83. O ciclo queacabamos de descrever é seguido por estrelas com massa próxima a do Sol. Estrelas mais massivas evoluem para outros estágios, como o Ramo das Super Gigantes Vermelhas, estrelas que podem alcançar centenas de vezes o raio do Sol e milhares de vezes sua luminosidade. Se após expulsarem suas camadas exteriores a estrela ainda contiver muita massa (dezenas de vezes a massa do Sol), ela poderá explodir violentamente, brilhando por milhões de sóis por semanas ou meses. Nesse momento tão catastrófico ela, por brilhar tanto, passa a ser vista mesmo a enormes distâncias, como daqui da Terra. A primeira impressão é que uma nova estrela apareceu no céu, daí o nome de Supernova a essa fase. Não tem nada de nova, mas sim de agonizante! Se após essa explosão, ainda restar cerca de 2 a 3 vezes a massa do Sol poderá aparecer uma estrela de nêutrons, pois estes são os únicos capazes de aguentar a tamanha pressão gravitacional reinante nesses objetos (com cerca de 20 Km de raio e 1 milhão de graus). Se após a explosão supernova sobrar mais de 3 vezes a massa do Sol (significando que a estrela original tinha cerca de 25 massas solares) um objeto mais peculiar poderá surgir, um buraco negro. Sua densidade de massa é tão alta que ele provoca um encurvamento no espaço ao seu redor, que nem mesmo a luz escapa, razão do seu nome.