Estrelas.ppt

Estrelas

1. O Sol é
uma
estrela!
As estrelas
são sóis!
Nascem, evolueme declinam!

2. Índice:
O que são estrelas
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 estrela típica
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 nuclearformando
elementos químicos
mais pesados.
Mas, o que é uma
estrela?
H -> He -> C ...
milhões de graus

6. As estrelas
nascem!
Receita: muito hidrogênio
processo: gravidade + calor
resultado: reação nuclear

7. Pressãogravitacional
Existindo massa,
existe atração
gravitacional
Força gravitacional
Pressão
gravitacional
(Crédito Boczko)

8. Contraçãogravitacional
de umanebulosa
F F
d
m m’
F = Gm m’ /d
2
Lei da atração
gravitacional
Gás
Hidrogênio
milhões de anos

9. Aglomerado
Estelar
Nuvem
Inicial
Glóbulos
de Bok
Aglomerado Estelar
A contração de
´pequenas´regiões
leva à fragmentação da nuvem:
-maiores estrelas: 100 Msolar
-nuvem: 1.000.000 Msolar

10. O que pode causar uma contração:
Passagem de uma estrela
Interação com outra nuvem
Ondas de choque
Uma perturbação pode
aumentar a densidade de massa
numa região -> colapso.

11. Exemplo de nuvem:

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. Nascimentode
uma
estrela
iníciodas
reaçõesde
fusãonuclear:
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. Porqueuma
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
373 K
500 K
Fusão do Gelo
Vaporização
da água
A Temperaturade
um corpo mede o
grau de agitação
caótica de suas
partículas.

17. PressãoTérmica
Ar
frio
Balão com
mecha apagada
Devido à temperatura,
existe a pressão térmica.
Mecha acesa

18. Pressões atuantes numa
estrela
Partícula
Contração
gravitacional
Expansão
térmica
(Crédito Boczko)

19. (Des)equilíbrio
estático
P
T <P
G
Contração
P
T =P
G
Equilíbrio
P
T >P
G
Expansão
P
T = Pressão Térmica
P
G = Pressão Gravitacional

20. Quandoumaestrelanasce,
diz-se queelaentrouno
PeríodoPrincipal
de suavida, tambémchamadode
SequênciaPrincipal.
É suafasede maiorequilíbrio.
A SequênciaPrincipal duraenquanto
houverhidrogêniono núcleodaestrela.

22. Espectroscopia
Espectro
Gás Hidrogênio
No laboratório

23. Decomposição
daLuz
Espectro
contínuo
Espectro de
emissão
Espectro contínuo
com linhas de
absorção
Sólido
aquecido
Gás
aquecido
Gás frio
A técnica
mais preciosa em
astronomia !

24. Linhas de emissão
no átomo 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
P
P
P

B
B

Brackett
B

B

Pfund
F
F

F

F

Origen:
transição de uma
camada externa
para uma interna.

25. Raias de Elementos
Hidrogênio
Hélio
Oxigênio
Carbono
Nitrogênio
Neônio

26. Percentagem dos elementos,
no caso do Sol:
74 % hidrogênio
24 % hélio
0,8 % oxigênio
0,3 % carbono
0,2 % ferro
.
.
.

27. Evolução do Sol
nuvem
fragmentação colapso
glóbulo
colapso
protoestrela
Sol
Sequência
Principal
10 bi anos
expansãoexpulsão
nebulosa
planetária gigante
vermelha
declínio
anã branca

28. Temperatura estelar superficial
Reação próton-próton
Estrutura do Sol
Luminosidade e magnitudes
Distâncias e raios estelares
Evolução estelar
Retornar à Parte 1

29. Como determinara
temperaturasuperficial
de umaestrela?
5.800 K
(Núcleo: 15.000.000 K)
Sol

30. Telescópio
com medidor
de luz
Filtro
Fotômetro
Fluxo de
energia luminosa
Meço o fluxo
de luz, ou brilho,
para cada cor.

31. O nossoSol
Fluxo
Comprimento
de onda
T = 5800 K
Curvade Planck
Lei de Wien:
1893
lmax= b/T

32. Classificaçãoespectral
O 60.000 K -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 -BetelgeuseFria
Quente

34. Átomos e Íons
Próton +
Nêutron
Elétron -
Convenção
Átomo neutro
N
p= N
e
Nível
Fundamental
Átomo excitado
N
p= N
e
Nível
Excitado
Íon = Átomo ionizado
N
p#N
e
Elétron
Livre
(Crédito Boczko)

35. Gás e Plasma
Gás Plasma
(Crédito Boczko)

36. Aquecimentoda
proto-estrela
Excitação
Ionização
Desexcitação
Fusão
nuclear
Elemento mais pesado
Energia

37. Conversãohidrogênio-hélio
(oucadeiapróton-próton)
p p
D
Neutrino
Pósitron
p
He
3

He
3
p p
He
4
T =15 milhões
+
+
+
E = m c
2
Mfinal< Minicial
4 H He

38. Para quem gosta de 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 permanece na
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 fora de escala
Crédito da imagem: André Luiz da Silva/CDA/CDCC
manchas
solares
Estrutura do Sol

41. manchas solares
Crédito da imagem: 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.

44. Sol e Terra
Proeminência

45. A coroa
Vista durante eclipes
Plasma com milhões de graus
13.000.000 Km acima da superfície solar

46. O vento solar e os cometas

47. Luminosidade,
potência irradiada pela estrela.
É a energia por segundo
irradiada pela estrela
(é medida em watts)

48. Distânciae raiode umaestrela
R
d
L
fluxo= L/ ( 4 p d
2
)
meço aqui na Terra
(magnitude aparente)
d
L = ( 4 p R
2
) ( s T
4
)
Planck T
Tipo estelar L
R
R
intrínseco da estrela
(magnitude absoluta)

49. Distância estelar,
ou, quanto tempo 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 R
ʘ
Júpiter: 0,1 R
ʘ
Sirius B: 0,01 R
ʘ
Próxima
Centauri: 0,15 R
ʘ
Sol: 1 R
ʘ
Raios estelares

51. Crédito da imagem: André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP
Antares: 500 R
ʘ
(= 2,3 UA)
Deneb: 100 R
ʘ
Aldebaran: 40 R
ʘ
SpicaA: 7 R
ʘ
Sol:

52. Lembra do (des)equilíbrio?
Desequilíbrio causa evolução.
Enfim, será que é o fim?
P
T =P
G

53. Diagrama H-R
as propriedades de uma estrela
estão correlacionadas
Hertzsprung, 1911, Russel, 1913
Existe relação entreL eT
obtidas da magnitude aparente
e da distância
obtidas do espectro decores
Essa relação depende
da idade da estrela

54. Diagrama H-R

55. Evolução do Sol
L/Ls
T
0.0001
10.000
1
30.000 3.0005.000
-começa como protoestrela gigante
-contração: T R L
100 Rs
10 Rs1 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
Em torno do núcleo, He continua sendo gerado.
Massa de He aumenta -> aumenta T ,
que aumenta a taxa de produção de He.
Logo, a luminosidade aumenta.
Talcança valores suficiente para o flash do He:
He + He + He -> C
L/Ls
T
0.0001
10.000
1
30.000 3.0005.000
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 ramo das gigantes:
Anãs Brancas
L/Ls
T
0.0001
10.000
1
30.000 3.0005.000
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/cm
3
anãs
brancas

58. Nebulosa Planetária
NGC 7293
M1
Com o 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
de supernova
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 conforme a 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. Cominse William J. KaufmannIII,
Descobrindo o Universo.
Tradução de Eduardo Neto Ferreira
8.ed–Porto Alegre: Bookman, 2010.

62. Parafalarmosdeevoluçãoestelar,precisamosprimeirosaberoque
éumaestrela.Deformabemsimples,estrelaéumcorpo“gasoso”no
interiordoqualocorremreaçõesdefusãonuclear,formandoelementos
maispesadoseliberando,atravésdessasreações,energia-inclusiveem
formadeluzvisível.
Asestrelasevoluem,eporissodizemosqueelastemnascimento,
vidae“declínio”.Éissoquenosinteressanessapartedocurso:saber
comoasestrelasevoluem,estudando-asdesdeseunascimentoatésua
morte.Comoveremos,esseestudodependedemuitosconhecimentos
adquiridosaolongodaevoluçãodaciênciacomoumtodo.
Aevoluçãoestelarsegueumalinhadefinida:asestrelasnascemde
umanuvemdegás,evoluemenquantoasreaçõesdefusãonuclear
acontecememseuinterior,edepoismorrem,atingindoseuestágiofinal.
Evolução Estelar

63. Oestágiofinaldependedamassadaestrela:seamassafor
muitopequenaelasetornaráumaanãmarromouumplaneta;não
houvemassasuficienteparadarapartidanasreaçõesnuclearese
sendoassimoobjetofinalpoucoounadabrilha.Commassa
mediana,comooSol,aestrelasetornaráumaanãbranca,ou
seja,umaestrelapequenamasdegrandebrilho.Estrelasmais
massivaspodemexplodiremformadesupernovaoutornar-se
umaestreladeneutrons.Umburaconegroseriaoestágiofinalde
umaestrelasupermassiva.Trataremoscadaumdessescasos
individualmentemaistarde.
Vamosentaoestudaraevoluçãoestelar,começandocoma
formaçãoou“nascimento”dasestrelas.

64. Comosesabe,qualquercorpoquepossuamassaexerceatração
gravitacionalsobreoutrocorpodotadodemassa.Éporissoqueos
objetoscaemquandosoltospróximosàsuperfíciedaTerra:elessempre
caemnadireçãodocentrodaTerra(centrodemassa).
Imagineagoraumagrandemassadegás(normalmentehidrogênio)
livrenoespaçovazio.Todososátomosdessegás,dointeriorouda
superfície,estãosujeitosàatraçãogravitacionalproduzidaportodosos
outrosátomos.Issoresultanumaforçaresultantesemprepuxandocada
átomoparaointeriordamassatotal.Écomoumapressãotentando
implodiranuvem.Comotempo,essamassagasosapoderásetornar
bastantedensa,comtodososseusátomosespremidosnumaregião
central.Aformafinaldessanuveméesférica(seelanãoestiverrodando).
Éassimquenasceumaestrela:anebulosainicialvaise
condensandoatéconcentrarumagrandequantidadedematériaem
umaregiãorelativamentepequena(pequenaemcomparaçãoao
tamanhoinicialdanebulosa,masaindapoderásermaiorqueoSol).
Quantomaisamatériasecondensa,maisatritoapareceentresuaspartes
emaisquenteessenovocorpovaificando,atéqueeleatingecondições
detemperaturaepressãosuficientesparaqueocorramreaçõesde
fusãonuclear,convertendohidrogênioemhélio:
nasceumaestrela!

65. Umaglomeradoestelarforma-sepraticamentedomesmojeito
queumaestrela,ouseja,apartirdeumanuveminicialdegás.Nessa
nuvem,noentanto,formam-seosGlóbulosdeBok,centrosdentrode
umanuveminterestelarqueatraemgravitacionalmenteamatéria
circundante.Essasregiõesdenunciamacondensaçãodosgasesali,e
sãomaisescuraspoisaindanãoexistemestrelasaliparailuminarem
osgases.Porisso,enxergamosessaregiãomaisescuraemrelação
aorestodocéu,quepossuiestrelas.Essesglóbulosdarãoorigemàs
estrelas.

66. Jásabemoscomonascemasestrelas,agorafaltadescobrirmos
ondeissoocorre.Asestrelasnascememgrandesnuvensdegases
espalhadasnoespaço:asnebulosas.Nafototemosanebulosada
Trífida,localizadanaconstelaçãodeSagitário,umberçariodeestrelas.
Elarecebeessenomepoisaregiãovermelhaéaparentementedivida
emtrêspartes.Nafotopodemosperceberduascoloraçõesbásicas:a
vermelhaeaazul.Essascoresindicamosgasespresentesna
nebulosa:overmelhovemdohidrogênioeoazulvemdohélio,os
principaisgasesqueformamumanovaestrela.Podemosveresses
gases,noentanto,poisjáexistemestrelasformadasnanebulosa,que
assimiluminamessesgases.
Ébomquesedigaquenemtodasasnebulosaspropiciam
onascimentodeestrelas.

67. Jádiscutimossobreonascimentodasestrelas:elasse
contraemgravitacionalmenteatécomeçaremasreaçõesdefusão
nuclear.Masporqueumaestrelanãocolapsa,ouseja,não
implode,jáqueessacontraçãoéinexorável?
Arespostaparaanossaperguntaestánatemperatura.Maso
queétemperatura?Temperaturadeumcorpomedeograude
agitaçãodesuaspartículas:quantomaisquenteumcorpoestiver,
maiorseráaagitaçãodaspartículasemseuinterior.
Nocasodeumgás,essaagitaçãofazcomqueelese
expandaeexerçaumapressãoseestivercontidonumrecipiente.A
pressãotérmicatambémestápresenteemumaestrela:onúcleo,
fontedeenergiadaestrela,éagoraanossafontedecalor.Portanto,
eleexercepressãoparaforasobretudoqueocerca.

68. Agoratemosarespostaparaanossaquestão:aestrelanão
colapsa,ouimplode,porquenelaexisteequilíbrioentreapressão,
ouexpansãotérmica,eacontraçãogravitacional.Enquantoa
forçagravitacionaldaestrelapuxadeterminadapartículaparadentro,
aexpansãotérmicaaempurraparafora,eassimaestrelasemantem
emequilíbrio.
Aolongodavidadeumaestrelaesseequilíbriopoderásofrer
alteraçõescomconseqüênciasdrásticas.Poderáocorrertrês
situações:seapressãogravitacionalformaiorqueapressão
térmica,aestrelaestaráemcontração.Seasduaspressõesforem
equivalentes,aestrelaestaráemequilíbrio:manteráoseutamanho.
Noentanto,seapressãotérmicaformaiorqueagravitacional,a
estrelaestaráseexpandindo.

69. Sabemosqueapressãodependedatemperatura,mastemos
umproblema:comodeterminaratemperaturadeumaestrela?
Afinal,nãopodemosnemirnemmandarumasondaaumaestrelapara
talfinalidade!
Aluminosidadedeumcorpoéproporcionalasua
temperatura.Medidastambémindicamqueofluxodeenergia
(energiaporunidadedeáreaeporunidadedetempo)queemana
deumaestrelaéfunçãodafrequência,oucor,daradiaçãoemitida.
Todossabemosqueumpedaçodeferropoucoaquecidoé
avermelhado,enquantoumbastanteaquecidotorna-semais
esbranquiçado.Emsuma,acortrásinformaçãodatemperaturada
estrela.Existeumacorrespondênciasimplesentreocomprimentode
ondaondeocorreomáximodeemissãoeatemperatura.Éachamda
leideWien.

70. Acorquecorrespondeaomáximodeemissãodependeda
temperaturadocorpo.Dessamaneira,medindocomumtelescópio
dotadodesensoresóticos(fotômetros)ofluxodeenergiaemcadacor
queaestrelaemitepodemosdeterminaratemperaturadesua
superfície(ascorespodemserseparadascomumprisma).
Concluiremos,assim,queasestrelasazuissãomaisquentesqueas
vermelhas(assimcomoumblocodeferroazulébemmaisquenteque
umvermelho).
NocasodonossoSol,essacurvadefluxoindicaquea
temperaturadesuasuperfícieédeaproximadamente5800graus.
Deacordocomatemperaturadasuperfícieasestrelassão
classificadassegundoanomenclaturamostradanoslide.Vejacomahá
estrelasbemmaisquentesqueonossoSol.

71. AluminosidadeLdeumaestrelaéumacaracterísticaintrínseca
damesma,istoé,dependedotipodeestrela.Osastrônomosaprenderam
comotempoaclassificarestrelasedeterminarsuasluminosidades.Por
exemplo,háumaclasseemquealuminosidadedependedoperíodode
pulsaçãodobrilhodaestrela(variáveiscefeidas);medindoesseperíodo
tem-sealuminosidade.AluminosidadeLestárelacionadacomoraioRe
comatemperaturaTdaestrelapelafórmula(leideStefa-Boltzmann):
Assim,sabendoLeobtendoatemperaturaTatravésdacurvade
fluxoversuscor(planck),podemosdeterminaroraioRdaestrela.
ComesseraioRemedindoofluxodeenergiaquechegaaquina
Terra,podemossaberadistânciadqueaestrelaseencontradenós,
atravésdarelação:
Paraestrelasmuitodistantesesseépraticamenteoúnicométodo.
Paraestrelaspróximaspodemosusartriangulação(métododaparalaxe).
L = ( 4 p R
2
) ( s T
4
)
fluxo= L/ ( 4 p d
2
)

72. Paraentendermosoquehánointeriordeumaestrelaprimeiro
precisamosreveralgunsconceitos.Vamosrelembraralgunsestados
emquepodemosencontrarosátomos.
Átomoneutroéaqueleemqueonúmerodeprótonséigual
aonúmerodeelétrons,estandooselétronsorbitandosuascamadas
originais.
Chamamosdeátomoexcitadooátomoquetambémpossuio
mesmonúmerodeprótonseelétrons,masalgumelétronseencontra
emoutronível,quechamamosdenívelexcitado.Issoquerdizerqueo
elétrontrocoudecamada.
Existetambémoátomoionizado:átomosemqueonúmerode
elétronsédiferentedodeprótons.Nessecasooátomo,poralgum
motivo,perdeuouganhouumoumaiselétrons,ficandocomuma
certacargaelétrica.

73. Tambémprecisamosentenderadiferençaentregáseplasma,
poisoqueexistenointeriordasestrelasénaverdadeumplasma.
Gáséumestadodamatériaemqueosátomosnãose
encontrammuitopróximosumdosoutros,eporissoessamatériatem
formaevolumevariável.
Plasmaéumestadodamatériaemquefalardeátomosjánão
faztantosentido,afinalnesseestadooselétronsnãoestãomais
ligadosaseusprótons.Ficamtodosmisturados,emumaverdadeira
sopadenúcleosatômicoseelétrons.

74. Duranteoprocessodecontraçãodanebulosaátomosde
hidrogênioacabamcolidindo,podendoterseuselétronsexcitadosou
mesmoarrancadosdeseusnúcleos,formandoumplasma.Isso
produzaquecimentodanebulosa.Comopassardos(milhões)de
anosesseaquecimentopodechegaratantoqueavelocidadede
colisãoentredoisnúcleos(oselétronsaessaaltatemperaturajá
foramexpulsosdeseusátomos)pode“fundí-los”,originandoum
núcleomaismassivo,ouseja,umnovoelementoquímico(ohélio).
Esseprocessoocorrequandoanuvemétãodensaquejápodemos
dizerqueseformouumnovoastro,umaestrela.Então,reaçõesde
fusãonuclearocorremnointeriordasestrelas,poissomenteali
tem-setemperaturassuficientementealtas.
Para“fundir”hidrogênioemhéliosãonecessárioscercade15
milhõesdegraus.Noprocessoécriadoumnúcleodedeutérioque
rapidamentecolidecomoutroprótoneseconvertenumnúcleode
hélio3(quetemdoisprótons,masapenasumnêutron).Acolisãode
doisnúcleosdehélio3dáorigemaohélio4(esteéomaiscomum)e
liberadoisprótons.Essareaçãotambéméchamadacadeiapróton-
próton.

75. Comofazemosparadescobrirmosacomposiçãoquímicade
umaestrela?
Podemosdescobriracomposiçãoquímicadasestrelas
estudandoaluzrecebidadelas,porumprocessochamadode
espectroscopia.Esseprocessoconsistebasicamenteemdecompora
luzemitidaporváriosgasesemlaboratórioecompararosresultados
comadecomposiçãodaluzestelar.Quandodecompomosaluzvinda
deumcorpo,atravésdeumprisma,porexemplo,obtemosoespectro
desseobjeto,ouemquecoreseleemitequandoaquecido. Aluz
branca,ouumsólidoaquecido,emiteumespectrocontínuo,por
apresentartodasasfrequênciasdeluz(oucores).Osgases,no
entanto,emitemespectrosespecíficos,comosefossemsuas
impressõesdigitais.Ogáshidrogênioemiteapenascertasfrequências
determinadasdeluz,ohéliooutras,eassimpordiante.
Comisso,podemosdescobriroselementospresentesnointerior
deumaestrela.Bastaparaissocompararmosaslinhasdeespectro
encontradasnaluzdaestrelacomasjáobtidasemlaboratório.

76. Na superfície do Sol 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 emana ao 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 brilhode uma 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.
Luminosidadeé 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 Russell observaram, 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 de anos 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 milhoes de 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 que acabamos 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
Supernovaa 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.