Estrelas Flashcards
Estrelas Binárias - Definição e tipos
Duas estrelas ligadas gravitacionalmente orbitando um centro de massa comum
tipos:
- Visuais
(observadas no telescópio como duas estrelas)
-Astrométricas
(detecção pelas ondulações no movimento da estrela + brilhante)
-Espectroscópicas
(variação da velocidade radial (por Efeito Doppler))
-Eclipsantes
(uma passa na frente da outra)
obs: estrelas binárias aparentes não são estrelas binárias verdadeiras por não estarem ligadas gravitacionalmente
Estrelas binárias - Massas estelares
- 3° Lei de Kepler (2 corpos se orbitando mutualmente)
(M1 + M2) = (r alpha)³ / P²
( r(pc) = distância do sistema ao Sol) // alpha(‘’) = separação aparente entre elas )
-Espectroscópicas > Efeito Doppler
Classificação Espectral - Leis de Kirchhoff
- CORPO OPACO QUENTE (sólido ou fluido muito denso)
espectro CONTÍNUO (em todos os comprimentos de onda)
(ex = lâmpada incadescente // radiação de corpo negro) - GÁS QUENTE E TRANSPARENTE (baixa densidade)
espectro de linhas de EMISSÃO características da composição química do gás - RADIAÇÃO ELETROMAGNÉTICA ATRAVÉS DE UM GÁS FRIO
espectro de linhas de ABSORÇÃO características da composição química do gás
(ex = lâmpada + gás frio // radiação de estrelas)
Einstein - Energia Quantizada
Relacionou a energia de absorção e emissão de fótons
E = h f (Energia = Constante de Planck x Frequência)
E = h c/lambda (Energia = Constante de Planck x (velocidade da luz / comprimento de onda))
Lei de Brouglie
Momento linear de um fóton
p = h / lambda = E / c
Bohr - linhas espectrais
e- em órbitas quantizadas de energia bem definidas > os e- não irradiam estando nessas órbitas
h f = E(n1) - E(n2) = 13,6 eV (1 / (n1)² - 1 / (n2)² )
Classificação espectral - Tipos e principal parâmetro
Principal parâmetro = TEMPERATURA
Oh Be A Fine Girl Kiss Me (OBAFGKM)
O —- + quente e + massivas
M —- + fria e - massivas
Classificação espectral - Observação por Espectro
- Movimento radial > Vr por Efeito Doppler
- Propriedades intrínsecas
- Temperatura
- Composição Química
- Luminosidade
Velocidade Radial
- Movimento radial > Vr por Efeito Doppler
dLambda / lambda = (lambda_obs - lambda_lab) / lambda_lab = Vr / c
Diagrama HR - parâmetros e classificação das estrelas
TEMPERATURA DA SUPERFÍCIE X LUMINOSIDADE
Sequência principal = Anãs
Anãs brancas (canto inferior esquerdo)
Super gigantes
Gigantes vermelhas
Diagrama HR - Relações (luminosidade e gravidade superficial)
Estrelas + luminosas = + massivas e + quentes (Lei de Stefan-Boltzmann)
Gravidade superficial e Raio — g = (GM) / R²
( - R = + Pressão (+ pertubação nos níveis) = linhas + largas)
Paralaxe Espectroscópia
Método para obter DISTÂNCIAS Classe espectral (temperatura) + luminosidade (largura das linhas espectrais)
posiciona-se a estrela no diagrama hr calibrado para obter sua mag. absoluta
> relação do módulo da distância —- d = 10 ^ [( m - M + 5) / 5 ]
Formação e evolução estelar - principal fonte de energia da estrela e o que define sua evolução
principal fonte de energia = FUSÃO NUCLEAR
evolução definida pela MASSA
Formação Estelar
Matéria nas nuvens > contração gravitacional dessa matéria
> PROTOESTRELA (atinge o equilíbrio hidrostático (Pressão X Gravidade))
> Estrela (SP) (equilíbrio hidrostático + fusão nuclear)
Formação Estelar - Tipos de Nuvens
Aglomerados de Bok — + frios (importante para contração (se for quente o gás expande)
Nuvens moleculares gigantes —- + densas (formação de aglomerados)
Reações de fusão Nuclear
PP Chain - cadeia próton-próton -> 1 Mo
Ciclo CNO (M > Mo) — Carbono, Nitrogênio e Oxigênio
Triple Alpha — reações em estrelas que já esgotaram o H
( - P = contração do núcleo = + denso = transformação em elementos + pesados)
Formação Estelar - Tempo de Permanência na SP
+ Massa = + Temperatura = + Luminosidade
L = E / t L proporcional M³
E proporcional M —– t = M / L ——- t = 1 / M²
Propriedades Físicas das Estrelas
Tef , L e R mudam conforme acontece o fluxo de energia no interior das estrelas
Evolução Estelar
0.08 Mo < M < 0.45 Mo
Protoestrela – Estrela anã SP (H>He) – Gigante Vermelha (He) – Anã Branca (He)
0.45 Mo < M < 8 Mo
Protoestrela – Estrela anã SP (H>He) – Gigante Vermelha (He) – Super Gigante Vermelha (He > C > O) – Nebulosa Planetária - Anã Branca (C, O)
8 Mo < M < 25 Mo
Protoestrela – Estrela anã SP (H>He) – Super Gigante Vermelha (He > C,O > Na > Mg > Si, S) – Supernova – Estrela de nêutrons
25 Mo < M < 100 Mo
Protoestrela – Estrela anã SP (H>He) – Estrela Wolf-Rayet – Supernova – Buraco Negro
Fusão e formação de Elementos + Pesados
no núcleo e em camadas (até o Fe, em que a fusão consome energia) > Supernova
> liberação de muitos nêutrons»_space; formação de elementos + pesados
Pulsar
Estrela de nêutrons com campo magnético intenso e alta rotação
Pressão em anãs brancas
PRESSÃO DE DEGENERESCÊNCIA
> física quântica (Princípio de Exclusão de Pauli) > Pressão varia com densidade
> NÃO depende de T (mesmo quando a estrela esfria ela mantém seu raio)
Buracos Negros
> Lente gravitacional
- Evidência de BN com o Eclipse de Sobral (raios-x emitidos pelo disco de acreção)
(T alta > atrito da matéria em movimento»_space; raios-x emitidos pelo disco de acreção)
> Raio de Schwarschild
- Rs = 3 M/Mo km
Estrelas variáveis - relações
\+ luminosidade (máx) > + superfície (máx) > + Tef (máx) >> varia o tipo espectral > + velocidade (máx) > raio cresce mais rapidamente
Estrelas variáveis - Motivo da pulsação e localização no diagrama HR
Localização – Faixa de Instabilidade
Motivo de pulsação:
> Cefeida comprimida > opaca (fótons presos no interior) > + T (gás + quente)> + Pressão
> Expansão > Transparente > fótons escapam > -T > -P > Cefeida comprimida pela gravidade (ciclo)
Cefeidas e distâncias
período + longo = + brilho»_space;> Determinação de distância extra-galáticas
m - M = -2.5log[d(pc)] - 5
Limites da faixa de instabilidade
+ T > Elementos + próximos da superfície
pulsações amortecidas pela conveção na superfície
- T
pulsações amortecidas na superfície porque a densidade é baixa
