O documento descreve as etapas da evolução estelar, começando com a formação de nebulosas que dão origem a protoestrelas e estrelas na sequência principal. Explica que a fusão nuclear produz energia nas estrelas e como isso afeta suas propriedades. Também resume os estágios finais da vida das estrelas, incluindo gigantes vermelhas, nebulosas planetárias e buracos negros.

1. EVOLUÇÃO ESTELAR
PROFESSORA WALDENICE BARRETO ENTRAR

2. Quando olhamos para ao céu, conseguimos ver um
conjunto de pontos brilhantes. Nem todos são
estrelas pois também existem planetas e galáxias.
Os povos antigos dedicaram-se à
observação das estrelas, imaginando
linhas imaginárias a uni-las de modo a
formar determinadas configurações –
Constelações.
Estrela - enorme nuvem de gás a altíssimas temperaturas (milhões de graus)
que cria a sua própria energia através de reacções nucleares.

3. Nebulosa: gigantesca nuvem de gás
(hidrogénio) e poeiras estelares em
turbilhão. Por vezes muito brilhantes,
são autênticas maternidades de Estrelas.
É na fase de Proto-Estrela, quando são atingidos 10 milhões de graus
Celsius, que se iniciam as primeiras reacções nucleares: núcleos de
hidrogénio fundem entre si, libertando enormes quantidades de
energia,
e ...a Estrela nasce…..
“acende”
A força da gravidade, atraindo nova
matéria, origina esferas de gás cada vez
maiores, no centro das quais a
temperatura, a pressão e a densidade vão
aumentando.
Como nasce uma estrela

4. 3.1 Produção de Energia nas Estrelas
A energia nas estrelas é produzida por fusão nuclear.
Quando a temperatura no núcleo da estrela atingir os 2 000 K inicia-se a
dissociação da molécula de hidrogénio em dois átomos de hidrogénio. Quando é
alcançada a temperatura de 107 K a fusão nuclear torna-se possível e os dois
protões fundem-se num deuterão.
1H + 1H  2H +  + e+
Legenda
Protão
Neutrão
Neutrino ()
- gama
positrão (e+)

5. 1H + 2H  3He + 
Legenda
Protão
Neutrão
Neutrino ()
- gama
positrão (e+)
O processo mais importante no início da vida das
estrelas é a fusão nuclear do hidrogénio para
formar hélio.

6. Se a massa for suficiente, a pressão gravitacional exercida no núcleo da estrela e o
aumento da temperatura criam condições para que ocorra a fusão de núcleos mais
pesados. Ao atingir os 108 K inicia-se a combustão de três núcleos de hélio para
formar carbono e posteriormente a sucessiva combustão dos núcleos mais
pesados, oxigénio, néon, magnésio e silício.
C
He
He
He 12
6
4
2
4
2
4
2 



O
He
C 16
8
4
2
12
6 



Ne
He
O 20
10
4
2
16
8 



Mg
Ne
Ne 24
12
4
2
20
10 



7. 3.2 Propriedades das Estrelas
Algumas características das estrelas, como por exemplo, a temperatura, brilho,
luminosidade, raio, massa e taxa de rotação, podem ser medidas através da
informação que se obtém da radiação electromagnética que elas emitem –
Espectro.
Cada estrela possui um espectro característico, como se fosse uma impressão
digital, e assim torna-se possível catalogá-las.

8. A cor de uma estrela corresponde à temperatura da sua superfície.
As estrelas mais frias são vermelhas, enquanto as estrelas azuis são as mais
quentes.

9. A luminosidade de uma estrela está relacionada com o seu tamanho. Isto é
quanto maior for o tamanho de uma estrela, dentro de uma gama de cor,
maior será a sua luminosidade.

10. >45.000 K
25.000 K
10.000 K
8.000 K
6.000 K
4.000 K
3.000 K
O
B
A
F
G
K
M
Oh!
Be
A
Fine
Girl,
Kiss
Me
Classificação espectral das estrelas

11. As classes de luminosidade estão relacionadas com a intensidade luminosa
intrínseca das estrelas.
Duas estrelas com uma temperatura idêntica emitem a mesma energia por unidade
de superfície mas, se uma delas for muito maior, a energia total emitida será
também muito maior.
Classe Nome
I supergigantes
II gigantes luminosas
III gigante
IV subgiantes
V anãs da sequencia
principal
VI subanãs
VII anãs brancas

12. 3.3 O diagrama H-R e a evolução estelar

13. 3.4 Ciclo de Vida das Estrelas
Nuvem de gás
Proto-estrela
Sequência Principal
Gigantes
Gigante Vermelha
Nebulosa Planetária
Anã Branca
Supergigante vermelha
Supernova
Estrela de Neutrões
Buraco Negro
Estrela estável (Sol,por exemplo)
Massa entre 0,8 e
10 vezes a do Sol
Massa entre 10 a 25 vezes
a massa do Sol

14. 3.5 Buracos Negros Estelares
Buraco negro – núcleos estelares extremamente densos que atraem
tudo, inclusive a própria luz.
Encontram-se no centro das galáxias e são formados por imensas
nuvens de gás ou por aglomerados de milhões de estrelas que
colapsaram sobre a sua própria gravidade no início do Universo

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Filme: A Via-Láctea, Nascimento e
morte das estrelas