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Verão em projecto – CAUP - 2017
1
Movimento próprio de estrelas Formação e evolução
Estágios finais na evolução de estrelas Enxames
João Lima
jlima@astro.up.pt
Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço
Centro de Astrofísica
Departamento de Física e Astronomia, FCUP
U.Porto
Verão em projecto – CAUP - 2017
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Resumo
• Como medir a velocidade de um astro relativamente a nós? • Movimento intrínseco de uma estrela • Efeito Doppler
• Formação e evolução inicial de estrelas
• A estrela na sequência principal. • Evolução pós-sequência principal • Anãs brancas, estrelas de neutrões e buracos negros • Enxames de estrelas
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Movimento intrínseco de uma estrela (ou seja, não relacionado com a rotação do céu noturno)
A velocidade intrínseca de uma estrela pode ser decomposta em 2 componentes:
rV
TV
Velocidade radial
Velocidade transversal
© Karttunen et al
Como se determina, observacionalmente, cada uma destas 2 componentes?
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lab
r
c
V
labobs
0 0 rV redshift – a estrela afasta-se
0 0 rV blueshift – e estrela aproxima-se
Velocidade radial determinada pelo
Efeito Doppler na luz recebida da estrela
7
As estrelas tanto podem ter redshift como blueshift. As galáxias distantes só podem ter redshift.
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Velocidade transversal
dVT 74.4
movimento próprio da estrela
é o ângulo varrido pela estrela ao
longo de um ano, por ação da sua
velocidade transversal
TV dano/'' emkm/s em pc em
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O processo físico fundamental na formação estelar é a contração gravitacional (auto-gravidade)
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https://www.youtube.com/watch?v=YbdwTwB8jtc
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A estrela na sequência principal
Evolução pós-sequência principal
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No seu núcleo, o Sol transforma 600 000 000 000 kg de Hidrogénio em Hélio, em cada segundo Nessa reacção, apenas 0.7% da massa de Hidrogénio não é transformada em Hélio mas em energia Tal é sufuciente para manter a Sol a brilhar.
Enquanto o Sol tiver Hidrogénio no seu núcleo central vai se manter como uma estrela em equilíbrio
(na sequência principal do diagrama HR)
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Quanto dura a fase de vida de uma estrela na sequência principal?
Tempos de evolução em milhões de anos
© Karttunen et al
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https://www.youtube.com/watch?v=pBAXaQFOxKA
Evolução pós sequência principal
Evolução de uma estrela de 1 massa solar
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Para uma estrela de 30 massas solares
© Karttunen et al
Estrutura em camadas de um estrela evoluída com 30 massas solares. Estas camadas com diferentes composições estão separadas umas das outras por conchas de fusão dos vários elementos.
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Estágios finais de evolução de uma estrela
À esquerda, nebulosa planetária com uma anã branca no centro. À direita, remanescente de supernova com um pulsar (estrela de neutrões) no centro.
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© Karttunen et al
Sírius B (esquerda) e Sírius A (direita) no visível o nos raios-x.
Anãs brancas
SolCh 4.1 MMM
A Massa de Chandresakhar é um limite superior para a massa de uma anã branca
Um estrela constituída por carbono e oxigénio de alta densidade, no estado de matária degenerada. Tem dimensões próximas da dimensão da Terra.
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Estrelas de neutrões
Um estrela com Massa superior à Massa de Chandresakhar e densidade tal que o gás de neutrões é completamente degenerado e relativístico. Tem dimensões da ordem de 10 km.
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© Karttunen et al
Imagens (tiradas em cada 2 milisegundos). O Período do pulsar é de cerca de 33 milisegundos.
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Buracos negros Se a massa do núcleo central exceder um dado limite (Oppenheimer-Volkoff) não vai ser atingido nenhum estado de equilíbrio e o colapsar vai continuar indefinidamente num buraco negro. É negro pois nem a luz tem velocidade suficiente para escapar ao seu campo gravítico imenso. Usando a definição de velocidade de escape demonstra-se facilmente que esta é superior à velocidade de luz se o raio for inferior ao raio crítico chamado raio de Schwarzschild.
© Karttunen et al
2
2
c
GMRS
Para a massa do Sol obtemos um raio de Schwarzschild de cerca de 3 km. Mas como o Sol nunca colapsará num buraco negro, o raio dos buracos negros mais pequenos está entre 5 e 10 km.
O horizonte do acontecimento limita a superfície a partir da qual nenhuma informação consegue escapar do buraco negro.
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© Karttunen et al
Cygnus X-1, provável companheira de um buraco negro.
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Produzem Ondas Gravitacionais
https://www.ligo.caltech.edu/video/ligo20160211v1
Previstas por Einstein em 1916, como consequência da Teoria da Relatividade Geral (que é uma teoria de gravitação)
Detetadas pelas primeira vez em 2016
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Enxames abertos (ou galáticos) de estrelas
Estes enxames de estrelas contêm entre algumas dezenas e algumas centenas de estrelas jovens. Estas estão razoavelmente separadas umas das outras e podem, normalmente, se resolvidas.
Pleiades
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Enxames globulares (ou fechados) de estrelas
Estes enxames de estrelas contêm cerca de 105 estrelas velhas. Estes enxames evidenciam uma distribuição esférica de estrelas, com grande concentração destas em direção ao centro do enxame, e com elevadas densidades espacias de estrelas.
Enxame globular M92.
São de entre os objetos mais velhos na Via Láctea e são cruciais para o estudo da evolução estelar. Há cerca de 150-200 enxames globulares na Galáxia.
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