Questões de Sol e estrelas da Seletiva OBA

O diagrama de Hertzsprung-Russell relaciona a luminosidade das estrelas com sua temperatura superficial. Os pontos A, B e C representam três estrelas.

Com base na posição das estrelas no diagrama, assinale a alternativa correta.

O Diagrama de Hertzsprung-Russell, conhecido como Diagrama HR, foi publicado independentemente pelo dinamarquês Ejnar Hertzsprung (1873-1967), em 1911, e pelo americano Henry Norris Russell (1877-1957), em 1913, como uma relação existente entre a luminosidade de uma estrela e sua temperatura efetiva.

A figura a seguir traz o Diagrama HR para o Sol, que atualmente está na posição (7), na Sequência Principal, mas que num futuro distante passará para a posição (8) e depois para a posição (9).

Comparado com sua posição atual, quando o Sol atingir a região das Gigantes Vermelhas (9) ele ficará

A figura a seguir traz o esquema, fora de escala, de diferentes configurações para um sistema estelar binário eclipsante, quando, do nosso ponto de vista, uma estrela passa na frente e atrás da outra. Considere que a estrela principal tem temperatura superficial bem maior do que sua companheira.

O gráfico de brilho vs. tempo mostra a curva de luz correspondente medida a partir da Terra.

Assinale qual das cinco configurações corresponde ao instante t₀.

Acredita-se que as estrelas se formam dentro de grandes nuvens interestelares densas, localizadas principalmente nos braços espirais da Galáxia. Sob a sua própria gravidade, uma nuvem começa a contrair-se e a fragmentar-se em partes que se tornarão protoestrelas. As observações parecem indicar que as estrelas não se formam individualmente, mas em grupos maiores.

Estrelas jovens são encontradas em aglomerados abertos, normalmente contendo algumas centenas de estrelas que devem ter se formado quase que ao mesmo tempo.

Cálculos teóricos confirmam que a formação de estrelas únicas é quase impossível. Uma nuvem interestelar só pode contrair-se se a sua massa for suficientemente grande para que a gravidade supere a pressão. Já na década de 1920, James Hopwood Jeans (1877 — 1946), físico, astrônomo e matemático britânico, calculou que uma nuvem interestelar com uma certa temperatura e densidade só poderia condensar se a sua massa fosse suficientemente elevada. Se a massa for muito pequena, a pressão do gás é suficiente para evitar a contração gravitacional. Esta massa, conhecida como Massa Limite de Jeans (M_J), pode ser calculada, aproximadamente, pela seguinte fórmula, em termos de massas solares (M_Sol):

M_J ≈ 3 × 10⁴ √(T³/n) M_Sol

onde n é a densidade da nuvem, em átomos/m³, e T a temperatura, em K.

Considere que em uma nuvem interestelar de hidrogênio neutro tenhamos, tipicamente, n = 10⁶ átomos/m³ e T = 100 K. Sendo assim, assinale a opção que traz a Massa Limite de Jeans, aproximada, para esta nuvem interestelar.

Escreva V ou F (Verdadeiro ou Falso) na frente de cada afirmação.

• ( ) Em um sistema binário, a estrela mais massiva está sempre mais próxima do centro de massa do sistema.
• ( ) Uma estrela mais massiva permanece mais tempo no estágio da Sequência Principal.
• ( ) A zona habitável do Sol se estende de 5 UA a 10 UA, aproximadamente.
• ( ) Estrelas com massas semelhantes à massa do Sol terminam seus dias explodindo como supernovas e eventualmente se tornando buracos negros.
• ( ) O céu nos parece azul porque a atmosfera dispersa mais os comprimentos de onda longos da luz do Sol.

A classificação espectral de Harvard é um esquema de classificação de estrelas que foi elaborado por volta de 1890 pelos astrônomos da Universidade de Harvard e Yale. Fisicamente, as classes indicam a temperatura da superfície da estrela e são normalmente listadas da mais quente para a mais fria. Na tabela, estão listados os valores típicos para estrelas da Sequência Principal e Massa, Raio e Luminosidade (em unidades de massa solar, raio solar e luminosidade solar).

| Classe | Temperatura | Cor | Massa | Raio | Luminosidade |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| O | ≥ 30.000 K | Azul | 60 | 15 | ≥ 30.000 |
| B | 10.000 – 30.000 K | Branco azulado | 18 | 7 | 25 – 30.000 |
| A | 7.500 – 10.000 K | Branco | 3,1 | 2,1 | 5 – 25 |
| F | 6.000 – 7.500 K | Branco amarelado | 1,7 | 1,3 | 1,5 – 5 |
| G | 5.200 – 6.000 K | Amarelo (como o Sol) | 1,1 | 1,1 | 0,6 – 1,5 |
| K | 3.700 – 5.200 K | Amarelo laranja | 0,8 | 0,9 | 0,08 – 0,6 |
| M | 2.400 – 3.700 K | Vermelho | 0,3 | 0,4 | ≤ 0,08 |

Considerando apenas estrelas de Sequência Principal, coloque falso (F) ou verdadeiro (V) na frente de cada afirmação abaixo.

• ( ) Uma estrela da Classe F e uma estrela da Classe M têm o mesmo brilho aparente no céu, portanto elas estão à mesma distância da Terra.
• ( ) Estrelas da Classe B são mais luminosas do que as estrelas da Classe G.
• ( ) As estrelas vermelhas da Sequência Principal são as menores e menos luminosas.
• ( ) Uma estrela azul tem temperatura superficial maior do que uma estrela vermelha.
• ( ) Estrela do tipo O sempre terá magnitude aparente maior do que a do tipo M.