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A vida das estrelas
Dr. Jim Lochner, NASA/GSFC
Brilha, briha, estrelinha ...
Me surpreende o que és ...
As estrelas têm
• Diferentes cores
 Que indicam diferentes temperaturas
• Tamanhos distintos
• Massas variadas
Quanto maior é uma estrela, mais
quente está e mais rapidamente está
queimando sua vida.
Um armário estelar
O Espaço está
cheio da matéria
com que se
formam as
estrelas.
Estrelas nascem a partir das nuvens
Porém, não é este tipo de poeira
As nebulosas
proporcionam
o gás e a
poeira a partir
do que se
formam as
estrelas.
E, sim, partículas
irregulares de carbono
ou silício
O colapso de uma protoestrela
As estrelas começam com um lento
acúmulo de gás e poeira.
• A atração gravitacional atrai mais
material.
Gm1m2
F
2
r
• A contração faz com que a temperatura e
a pressão comecem a subir lentamente.
Fusão nuclear!
A 15 milhões de graus Celsius no centro da
estrela, se produz a fusão
4 (1H) --> 4He + 2 e+ + 2 neutrinos + energia
De onde vem a energia?
Massa de quatro 1H > Massa de um 4He
E = mc2
Fusão e números
4 (1H) --> 4He + 2 e+ + 2 neutrinos + energia
Massa de 4 1H = 4 x 1.00794 u
= 4.03176 u
Massa de 1 4He = 4.002602 u
Diferença na massa = 0.029158 u
= 4.84 x 10 -29 Kg.
E = Dmc2 = (4.84 x 10 -29 Kg.)(3 x 108 m/s)2
E = 4.4 x 10 -12 J
Quanta energia
4 (1H) --> 4He + 2 e+ + 2 neutrinos + energia
Energia produzida = 25 MeV
= 4 x 10 -12 Joules
= 1 x 10 -15 Calorías
Porém o Sol faz isso 1038 vezes/segundo !
O Sol tem 1056 H átomos para queimar!
Uma correlação de forças
A energia produzida por uma fusão nuclear
neutraliza a força da gravidade.
Durante toda sua vida, estas
duas forças vão determinar
os diferentes estados da vida
de uma estrela.
As estrelas novas não estão quietas
Expusão de gás de um jovem sistema binário
Todos os tipos de estrelas
Relembre As estrelas possuem Diferentes cores
que indicam diferentes temperaturas
Todos os tipos de estrelas
Annie J Cannon
(1863-1941)
Oh Big
And
Ferocious
Gorilla,
Kill
Next
Oh!
BeOh!
a Fine
Be
aGirl
Fine
- Kiss
Girl
Me
- Kiss
Right
MeMy
Now
! Roommate
Sweetheart
!
Saturday !
Revisão: o ciclo da vida
Estrelas tipo solar
Estrelas massivas
O princípio do fim: Gigantes vermelhas
Gigantes vermelhas
Depois de que o hidrogênio se consome
em seu núcleo,
A energia produzida pela fusão nuclear
neutraliza a força da gravidade.
• O núcleo se despedaça, deixando
escapar a energia em direção às
camadas exteriores
 As camadas exteriores se expandem
• Entretanto, quando o núcleo se destrói,
 Aumentando a temperatura e a pressão ...
Mais fusão!
A 100 milhões de graus Celsius, o hélio se
funde:
3 (4He) --> 12C + energia
(Se produzirá em uma etapa intermediária)
(Só se produzem 7.3 MeV)
A energia sustenta as camadas exteriores
expandidas da gigante vermelha
O fim das estrelas do tipo solar
Depois que o hélio se consome, as camadas exteriores
da estrela são expulsas
Nebulosas planetárias
Anãs brancas
No centro da nebulosa planetária
descansa uma anã branca.
• Densidade da Terra em relação à massa
do Sol
“Uma tonelada para cada xícara de café”
• A força da gravidade para o interior é
equilibrada pela força repulsiva dos
elétrons.
Destino das estrelas massivas
Depois que o hélio se consome, o núcleo se
destrói novamente até ficar suficientemente
quente para fundir o carbono em magnésio
ou oxigênio.

12C
+ 12C --> 24Mg
OU 12C + 4H --> 16O
Através de uma combinação de processos,
se formam sucessivamente elementos
mais pesados e se queimam.
Tabla periódica
Elementos leves
Elementos pesados
28Si +4
4
16
(4He)
16
16
12
20
32
16
12
12
24
He
7
He
3(
O
He)
C-N-O
O
O
C 56412
Ni
C
Ciclo
Ne
S+
O
++energia
energia
+++energia
energia
energia
4
(+41+++
H)
He
C
C
Mg
energia 56Fe
O fim das estrelas massivas
As estrelas massivas
consomem uma
grande quantidade
de elementos.
O ferro é o elemento
mais estável e não
pode fundir-se mais.
 Em lugar de produzir
energia, a utiliza.
Supernova!
Remanescentes de supernovas:
SN1987A
a b
c d
a) Óptico - Fev 2000
• Material expulso da
estrela milhares de
anos antes da SN
b) Rádio - Set 1999
c) Raios X - Out 1999
d) Raios X - Jan 2000
• A onda de choque da
SN esquentando o
gás
Remanescentes de supernovas: Cas A
Óptico
Raios X
Elementos da Supernova
Toda a energia
dos raios-X
Cálcio
Silício
Ferro
O que fica depois da supernova
Estrela de nêutrons (se a massa do núcleo é
menor que 5 vezes a massa do Sol)
• Pela força de seu colapso, os prótons e
elétrons se combinam para formar nêutrons.
• 10 Km de raio
Buraco negro (se a massa do núcleo é maior
que 5 vezes a massa do Sol)
• Nem sequer os nêutrons compactados podem
suportar o peso de estrelas muito massivas.
Uma nova vida: binárias de raios X
Nos sistemas binários próximos, o material flui de uma
estrela normal a uma estrela de nêutrons ou a um buraco
negro. Os raios X são emitidos do disco de gás ao redor da
estrela de nêutrons ou do buraco negro.
Buracos negros – Close-up
Disco de Crescimento
Singularidade
(profundidade no centro)
Ocorrência de horizonte
Jato
(nem sempre presente)
Supernovas e material interestelar
As supernovas
comprimem o gás e a
poeira que se extende
entre as estrelas. Este
gás também é
enriquecido pelo
material expulso.
Esta compressão
origina o colapso de gás
e poeira para formar
novas estrelas
O que nos leva de novo a ...
Tradução: Paulo Marcelo Pontes
Correio eletrônico: [email protected]