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Guias e Dicas
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Evolução Estelar, Notas de estudo de Física

nascimento das estrelas

Tipologia: Notas de estudo

2010

Compartilhado em 09/04/2010

daniel-alves-jati-7
daniel-alves-jati-7 🇧🇷

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Baixe Evolução Estelar e outras Notas de estudo em PDF para Física, somente na Docsity! EVOLUÇÃO ESTELAR UNIVERSIDADE FEDERAL DO PARÁ GAF: 04/2010 SHEILA MANOELLE DE SOUSA NETO FÍSICA AMBIENTAL 2006 Estrelas são gigantescos corpos formados de poeira e gás superaquecido aglutinados pela atração gravitacional; nascem em grandes nuvens moleculares de gás e poeira espalhadas no meio interestelar compostas basicamente de hidrogênio e alguns elementos mais pesados (H - 80%, He – 18% mais 1% a 2% de elementos mais pesados. Figura 1: Os Pilares da criação, na Nebulosa Eagle, localizados a 7 mil anos da Terra: um exemplo de nuvens moleculares formadoras de estrelas. A instabilidade gravitacional é o fenômeno responsável pela formação de uma estrela. É a luta da pressão interna (de dentro para fora) contra a força da gravidade (de fora para dentro). Com a contração as taxas de temperatura e pressão aumentam consideravelmente tornando possível, assim, o início da fusão do Hidrogênio, produzindo energia nuclear equilibrando a força da gravidade. Então uma estrela nasce. Seqüência Principal A principal característica da Seqüência Principal é a fusão do hidrogênio. A maioria das estrelas localiza-se no ramo da Seqüência Principal e são chamadas de estrelas de Seqüência Principal. Aqui as estrelas de maior massa têm maior luminosidade, são mais azuis e mais quentes, já as estrelas de massa menor são menos luminosas, são estrelas vermelhas e mais frias. Uma parte destas estrelas possui massa entre 1M  a 10M  , mas a grande maioria possui massa de 0,8M  . As estrelas de Seqüência Principal em geral são grandes, tendo raios que podem variar desde 0,001R  até 25R  , para as estrelas mais luminosas. As estrelas passam a vida na Seqüência Principal queimando hidrogênio, é através destas reações termonucleares – transformando hidrogênio em hélio e como o hidrogênio o elemento mais leve, a temperatura necessária para que ocorra sua fusão do centro de hidrogênio é relativamente baixa, cerca de 10 milhões K. Esta é a fase mais longa, pois cerca de 80% da massa da estrela é hidrogênio; as etapas posteriores do processo evolutivo ocorrem à temperaturas mais elevadas e em tempos menores. Figura 2: O diagrama HR mostra as estrelas em diversas etapas de evolução estelas. As estrelas de Seqüência Principal estão na diagonal do gráfico. As gigantes vermelhas e azuis acima e as anãs brancas abaixo da Seqüência Principal Figura 5: Aldebaran, gigante vermelha Figura 5: Betelgeuse, gigante vermelha Figura 5: Antares, gigante vermelha
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