Brilho das estrelas
Consultar:
Fluxo
- Brilho intrínseco = Luminosidade de uma estrela = Energia/segundo. Independe da distância. Unidade= watt
- Brilho aparente = Fluxo = Energia/segundo/área
- Fluxo é inversamente proporcional ao quadrado da distância.
Relação entre fluxo, distância e luminosidade:
'
Magnitudes estelares:
Consultar:
Magnitudes
- estrelas de 1.a magnitude são mais brilhantes que estrelas de 2.a magnitude e assim por diante.
- diferença de 1 em magnitude significa razão de 2.5 em fluxo.
Massas estelares:
Consultar: Massa em um sistema binário visual
Como medir: a partir do efeito gravitacional em outra estrela, em sistemas binários.
Intervalo de massas estelares: aproximadamente entre 0,1 e 50 massas solares.
Cores das estrelas:Estrelas são bolas de gás quente:
- Emitem um espectro contínuo gerado na sua superfície visível (fotosfera)
- A forma do contínuo é similar à de um corpo negro com a temperatura da fotosfera.
- A cor de uma estrela depende de sua Temperatura, de acordo com a Lei de Wien.
Consultar: Leis de Wien e de Steffan-Boltzamnn
Radiação de Corpo Negro e Temperatura estelar
Lei de Wien
O comprimento de onde em que acontece a máxima emissão de um corpo negro é inversamente proporcional à sua temperatura.
Portanto:
- estrelas quentes aparecem azuis (T=10 000-50 000 K)
- estrelas "mornas" aparecem amareladas (T~6000K)
- estrelas frias aparecem vermelhas (T~3000K)
Lei de Steffan-Boltzmann:A luminosidade da estrela é proporcional ao raio da estrela ao quadrado e à temperatura estelar na quarta potência.
Por que as estrelas brilham:As estrelas brilham porque são quentes.
- Emitem radiação térmica (radiação de corpo negro)
- O calor "vaza" através de suas fotosferas
Luminosidade = taxa de perda de energia
Para permanecerem quentes as estrelas precisam repor a energia perdida, do contrário esfriariam.
Um caso especial: o SolConsultar: Nossa estrela: o Sol
Fonte de energia das estrelas
Fusão termonuclear
Tempo de vida das estrelas
Quanto tempo o Sol pode brilhar?
Depende de dois fatores:
- Quanta energia interna o Sol tem para gastar
- Quão rápido ele gasta essa energia (luminosidade)
Tempo de vida = Energia interna/ Luminosidade
Luminosidade do Sol
Constante solar = energia/segundo/área que chega à Terra = 1367 watts/m².
Distância Terra-Sol = 150 milhões de quilômetros
Luminosidade do Sol = 3,9 x 10^(26) watts!
- 600 milhões de toneladas de H convertidas em He a cada segundo
- Dessas 600, aproximadamente 4 são convertidas em energia
- O Sol contém 10^(21) milhões de toneladas de H
- Apenas 10% da massa do Sol (a região do núcleo) é quente o suficiente para a fusão ocorrer
Juntando tudo, encontramos:
Tempo de vida = aproximadamente 10 bilhões de anos
Evolução do Sol
Seqüência Principal -> Gigante vermelha -> Nebulosa Planetária -> Anã Branca