Evolução Estelar
O que é uma
estrela?
É um corpo gasoso
no interior do qual
ocorrem reações de
fusão nuclear formando
elementos mais pesados.
Nascimento, vida e morte de estrelas
Buraco Negro
Supernova
ou
Estrela de Nêutrons
Gás
Anã Branca
Anã Marron
ou
Planeta
Como se formam as
estrelas?
Pressão gravitacional
Existindo massa,
existe atração
gravitacional
Contração gravitacional
de uma nebulosa
Gás
Hidrogênio
m
Lei da atração
gravitacional
m’
d
F
F
F = G m m’ / d2
A forma geométrica
de menor energia é a
esfera.
Nebulosa
inicial
Nascimento de uma
estrela
Início das
reações de
Fusão Nuclear
Nasceu a estrela !
?
Átomos e Íons
Nível
Fundamental
Átomo neutro
Np = Ne
Nível
Excitado
Convenção
Próton +
Nêutron
Elétron -
Elétron
Livre
Átomo excitado
Np = Ne
Íon = Átomo ionizado
Np # Ne
Gás e Plasma
Gás
Plasma
Aquecimento da
proto-estrela
Excitação
Ionização
Desexcitação
Fusão
nuclear
Energia
Elemento mais pesado
Fusão do hidrogênio
p
p
p
p
Pósitron
Pósitron
Neutrino
Neutrino
p
g
D
p
D
He3
He3
p
p
He4
g
Quando uma estrela nasce,
diz-se que ela entrou no
Período Principal de sua vida,
também chamado de
Seqüência Principal.
A Seqüência Principal dura enquanto
houver Hidrogênio no núcleo da estrela.
Como se descobre a
composição química
de uma estrela?
Composição química de
uma estrela
No Laboratório
Gás Hidrogênio
Hidrogênio!
Decomposição
da Luz
Prisma
Espectro
contínuo
Prisma
Espectro
de linhas
Prisma
Espectro
de linhas
Sólido aquecido
Gás Hidrogênio
Gás Hélio
Catálogo de espectros
Contínuo
H
He
Li
.
.
Fe
Nebulosa
Trífida
( Sagitário )
Plêiades
Estrelas Jovens
Nuvem
Inicial
Aglomerado
Estelar
Glóbulos
de Bolk
Aglomerado Estelar
Porque a estrela
não colapsa?
?
Temperatura
500 K
373 K
273 K
0K
Vaporização
da água
Fusão do Gelo
A Temperatura de
um corpo mede o
grau de agitação
caótica de suas
partículas.
Pressão Térmica
Ar
frio
Balão com
mecha apagada
Mecha acesa
Devido à temperatura,
existe a pressão térmica.
Pressões atuantes numa
estrela
Partícula
Expansão
térmica
Contração
gravitacional
(Des)equilíbrio
Estático
PT < PG
Contração
PT = PG
Equlíbrio
PT = Pressão Térmica
P = Pressão Gravitacional
PT > PG
Expansão
Como determinar a
temperatura de uma
estrela?
Temperatura da
superfície
5.000 k !
Corpo Negro
Absorve toda
a energia que
possa incidir
sobre ele.
Luminosidade:
RL  4R
Emite o máximo
de energia em
todos os
comprimentos
de onda
para uma dada
temperatura.
L  4R 2T 4
Fluxo de energia
Lei de Stefan - Boltzmann
7000 K
4000 K
F=T4
Comprimento
de onda
Telescópio
com medidor
de luz
Filtro
Fotômetro
Fluxo
Estrela como Corpo Negro
T = 5800 K
Sol
Planck
Comprimento
de onda
Classificação espectral
Quente
Fria
O
B
A
F
G
K
M
60.000 K
30.000 K
9.500 K
7.200 K
6.000 K
5.250 K
3.850 K
Distância e raio de uma
estrela
T
L
F = L / ( 4  r2 )
R
r
Planck
Tipo estelar
T
L
L = ( 4  R2 ) (  T4 )
Meço aqui
na Terra
A
R
r
Fluxo
F=E/(At)
E,t
Evolução Estelar
Para falarmos de evolução estelar, precisamos primeiro saber o que
é uma estrela. Para a astronomia, 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 morte. 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.
O estágio final depende 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.
Conforme já foi estudado, 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 gas (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 massa de matéria em uma
região relativamente pequena (pequena em comparação ao tamanho
inicial da nebulosa, mas ainda poderá ser mior 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 as reações de fusão
nuclear ocorram: a estrela nasceu, ou seja, começou a brilhar.
Para entendermos o que 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.
Também precisamos entender a 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 atómicos e elétrons.
Durante o processo de contração da nebulosa átomos
(normalmente hidrogênio) acabam se colidindo, podendo ter seus
elétrons excitados ou mesmo arrancados do redor 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 fundílos, originando um núcleo mais massivo, ou seja, um novo elemento
químico (normalmente 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, como são
conhecidas essas reações que fundem núcleos, ocorrem no interior
das estrelas, pois somente alí tem-se temperaturas suficientemente
altas.
Para fundir hidrogênio em hélio são necessários 10 milhões
de graus. No slide vemos a seqüência dessa reação, que produz
além do hélio, radiações gama, prótons, neutrinos, etc.
Tudo bem que entendemos esse processo de fusão nuclear, mas
para sabermos se é isso mesmo que acontece no interior das estrelas,
primeiro precisamos saber o que há lá dentro. E como fazer para
descobrirmos 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.
Já sabemos como nascem 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.
Nesta outra foto temos um exemplo de estrelas que já nasceram:
o aglomerado das pleiades, constituído por muitas estrelas recémnascidas com apenas 100 milhões de anos!
É bom que se diga que nem todas as nebulosas propiciam o
nascimento de estrelas.
Um aglomerado estelar forma-se praticamente do mesmo jeito
que uma estrela, ou seja, a partir de uma nuvem de gases inicial.
Nessa nuvem, no entanto, formam-se os Glóbulos de Bolk: 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.
Já discutimos sobre o 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 a temperatura? A temperatura de um corpo mede o grau de
agitação de suas partículas. Ou seja, 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 excerça 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 o que o cerca.
Agora temos a resposta 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.
Sabemos que a pressão depende da temperatura, mas temos
um problema : como determinar a temperatura de uma estrela?
Afinal, não podemos nem ir nem mardar uma sonda a uma estrela para
tal finalidade!
Para tanto, usaremos o conceito de corpo negro, ou seja, um
que absorve toda a energia que incidi sobre ele e emite o máximo de
energia em todos os comprimentos de onda para uma dada
temperatura.
Medidas em laboratório mostram que luminosidade de um
corpo negro é proporcional a sua temperatura e a sua área; no
caso de uma esfera proporcional ao quadrado de seu raio. Essas
medidas também indicam que o fluxo de energia (energia por
unidade de área e por unidade de tempo) que emana do corpo
negro é uma função do comprimento de onda, ou cor, da radiação
emitida. Todos sabemos que um pedaço de ferro pouco aquecido é
avermelhado, enquanto um bastante aquecido torna-se mais
esbranquiçado.
A forma do fluxo de energia em função da cor da radiação está
indicada no slide:
a cor que corresponde 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). Concluíremos, 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
temperatura de sua superfície é de aproximadamente 5800 graus.
a
De acordo com a temperatura da superfície as estrelas são
calssificadas segundo a nomenclatura mostrada no slide. Veja coma há
estrelas bem mais quentes que o nosso Sol.
O princípio acima também é utilizado para se medir a
temperatura de fornos em siderúrgicas.
A luminosidade L de uma estrela é uma característica intrínsica
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. Dessa forma, como sabemos a temperatura T da
curva de fluxo versus cor, 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 r que a estrela se encontra de nós.
Para estrelas muito distântes esse é praticamente o único método. Para
estrelas próximas podemos usar triangulação (método da paralaxe).