Evol d est

216
Evolução Estelar R. Boczko IAG-USP 13 01 11

Transcript of Evol d est

Page 1: Evol d est

EvoluçãoEstelar

EvoluçãoEstelar

R. BoczkoIAG-USP

R. BoczkoIAG-USP

130111

Page 2: Evol d est

22

É um corpo gasosogasosono interior do qual

ocorrem reações defusão nuclearfusão nuclear formandoelementos mais pesadoscom geração de energiaenergia.

O que é umaestrela?

Page 3: Evol d est

33

Pontas das Estrelas !?

Afinal : As estrelas têm ou não têm PONTAS ?

Page 4: Evol d est

44Terra

“Pontas” das estrelas

Atmosfera

Cintilação

Vácuo

Ar

Refração atmosférica

Page 5: Evol d est

55

Massa das estrelas

Page 6: Evol d est

66

Classificação de estrelas Classificação de estrelas segundo sua massasegundo sua massa

Peso leve

(Magrinha)

Peso médio(Gordinha)

Peso pesado(Obesa)

Page 7: Evol d est

77

Nascimento,Vida eMorte de

Estrelas

Page 8: Evol d est

88

Evolução de uma estrela segundo sua massa

'Peso'Leve

'Peso'Médio

'Peso'Pesado

Nebulosa

GiganteVermelha

SuperGigante

Vermelha

SuperGigante

Vermelha

SuperGigante

Azul

NebulosaPlanetária

AnãBranca

MassaMarron

Estrela de Nêutrons

MassaMarron

Estrela Supernova

Nebulosa

BuracoNegro

?

'Peso'Pena

MassaMarron

Page 9: Evol d est

99

Biografia de uma estrela

Page 10: Evol d est

1010

História baseada em modelos físico-matemáticos

História baseada em modelos físico-matemáticos

0 anos

100 anos

100 anos

0 anos

?

10.000.000.000 anos

?

30 segundos

Page 11: Evol d est

1111

Como se formam Como se formam as estrelas?as estrelas?

Page 12: Evol d est

1212

Pressão gravitacional

Existindo massa,existe atraçãogravitacional

Page 13: Evol d est

1313

Contração gravitacionalde uma nebulosa

Contração gravitacionalde uma nebulosa

F Fd

m m’

F = G m m’ / d2

Lei da atraçãogravitacional

A forma geométricade menor energia é a

esfera.

GásHidrogênio

Page 14: Evol d est

1414

Possíveis causadores da contração

gravitacional da nebulosa

Causas internas(Colapso espontâneo)

Autogravitação

Causas externas(Colapso forçado)

Interação com uma estrela em passagem

Interação entre duas nebulosas

Ondas de choque provocadas por uma

supernova

Page 15: Evol d est

1515

Onde nascem

as estrelas?

Onde nascem

as estrelas?

Page 16: Evol d est

1616

Nebulosa Escura

NGC 6520

Barnard 86

Page 17: Evol d est

1717

Parece que não há estrelas na região central da nebulosa.

Será que não há mesmo?

Extinção interestelar

Foto no visível Foto no visível + infra-vermelho

Page 18: Evol d est

1818

Nebulosa Escura Cabeça do Cavalo

em Orion

Page 19: Evol d est

1919

Nebulosa de Orion

Page 20: Evol d est

2020

NebulosaTrífida

( Sagitário )

Page 21: Evol d est

2121

Proto-estrelas( NGC 2237 )

Page 22: Evol d est

2222

Um pouquinho de física atômica

Page 23: Evol d est

2323

Átomos e Íons

Próton +NêutronElétron -

Convenção

Átomo neutroNp = Ne

p n

e

NívelFundamental

Átomo excitadoNp = Ne

NívelExcitado

e

Íon = Átomo ionizadoNp Ne

ElétronLivre

Page 24: Evol d est

2424

Aquecimento da proto-estrela

Excitação

Ionização

GásHidrogênio

Desexcitação

+ +

- -

Page 25: Evol d est

2525

Fusão nuclear

+ +

-

-

Elemento mais pesado

Fusãonuclear

Energia

Movimento

Page 26: Evol d est

2626

De proto-estrela à estrela

Page 27: Evol d est

2727

Nascimento de umaestrela

Nascimento de umaestrela

Início dasreações de

Fusão Nuclear

Nasceu a estrela !

Nebulosainicial

Page 28: Evol d est

2828

0,1 M¤ 1.000 milhões de anos

1,0 M¤ 30 milhões de anos

2,0 M¤ 8 milhões de anos

15 M¤ 0,16 milhões de anos

Massa da nuvem

Tempo de contração até se tornar uma estrela

Au

men

ta

Au

men

ta

Tempo de contração gravitacional até se tornar uma

estrela

Page 29: Evol d est

2929

Como é gerada a Como é gerada a energia no interior de energia no interior de

uma estrela?uma estrela?

Page 30: Evol d est

3030

Fusão do hidrogênio

p p

D

Neutrino

Pósitron

p

He3

p p

pD

He3

Neutrino

Pósitron

p He4p p p

m = 100% m = 99,3%

p pHe4

E = E = ((mm))cc22

Page 31: Evol d est

3131

Relação entre massa e energia

Relação entre massa e energia

m E

E = m c2

c = velocidade da luz no vácuo

Page 32: Evol d est

3232

Geração de energia por fusão nuclear

Elemento Leve + Elemento Leve

Elemento Pesado + Energia

Page 33: Evol d est

3333

Fases da formação e da vida de uma estrela

Feto

Proto-estrela

NasceuNasceuaa

estrela!estrela!

Pré-Pré-seqüênciaseqüênciaprincipalprincipal

Adoles-cência

Seqüênciaprincipal

Vida adulta

EstágiosEstágiosfinaisfinais

Velhice

"Est

rela

" m

ort

a"E

stre

la"

mo

rta

Elemento Leve + Elemento Leve

Elemento Pesado + Energia

`Fase T-Tauri

Page 34: Evol d est

3434

Seqüência Principal

Quando uma estrela nasce,Quando uma estrela nasce,diz-se que ela entrou nodiz-se que ela entrou no

Período Principal de sua vida,de sua vida,também chamado detambém chamado de Seqüência Principal.

A Seqüência Principal dura enquantohouver Hidrogênio no núcleo da estrela.

Page 35: Evol d est

3535

Estrelas irmãs

Page 36: Evol d est

3636

Aglomerado Estelar

NuvemInicial

Glóbulosde Bok

Glóbulosde Bok

Aglomerado Estelar

bokBart Bok( ~1940 )

( NGC 3293 )

Page 37: Evol d est

3737

Região com

formação de

estrelas

Page 38: Evol d est

3838

Aglomerado Jovem( NGC 3293 )

Page 39: Evol d est

3939

Aglomerado estelar rico

Page 40: Evol d est

4040

Nebulosa LH95

Região de formação de estrelasGrande Nuvem de Magalhães

Constelação : DoradaDistância = 160.000 a.l.

Diâmetro = 150 a.l.

Page 41: Evol d est

4141

Aglomerado aberto M25

Page 42: Evol d est

4242

Ômega Centauro

Aglomerados globulares = ~200Distância = 15.000 a.l.

Diâmetro = 150 a.l.10.000.000 estrelas

Page 43: Evol d est

4343

Porque a estrelaPorque a estrelanão colapsa?não colapsa?

?

Page 44: Evol d est

4444

Temperatura

FrioA Temperatura deum corpo mede ograu de agitaçãocaótica de suas

partículas.

Quente

Page 45: Evol d est

4545

Pressão TérmicaArfrio

Balão commecha apagada

Devido à Devido à temperaturatemperatura,,existe a existe a pressão térmica.pressão térmica.

Mecha acesa

Page 46: Evol d est

4646

Pressões atuantes numa

estrela Partícula

Contraçãogravitacional

Vem...Expansão

térmicaVai...

Page 47: Evol d est

4747

(Des)equilíbrioEstático

PT < PG

Contração

PT = PG

Equlíbrio

PT > PG

Expansão

PT = Pressão Térmica PG = Pressão Gravitacional

Pressãogravitacional

Pressãotérmica

Page 48: Evol d est

4848

Como determinar a temperatura de uma

estrela?

37,50 !

Page 49: Evol d est

4949

Corpo Corpo NegroNegro

Emite o máximo Emite o máximo de energia em de energia em

todos os todos os comprimentos de comprimentos de

onda para uma onda para uma dada temperatura.dada temperatura.

CorpoNegro

Absorve toda a Absorve toda a energia que possa energia que possa incidir sobre ele.incidir sobre ele.

Flu

xo

Comprimento de onda

T

Flu

xo

T

Comprimento de onda

CorpoNegro

(T)F

luxo

T

Comprimento de onda

Page 50: Evol d est

5050

Corpo NegroCorpo Negro

Absorve todaa energia que possa incidir

sobre ele.

Emite o máximode energia em

todos oscomprimentos

de ondapara uma dadatemperatura.

CorpoNegro

Page 51: Evol d est

5151

Telescópio com medidor

de luz

Filtro

Fotômetro

Page 52: Evol d est

5252

Lei deStefan - Boltzmann

F = T 4

Flu

xo

Comprimentode onda

Filtro

Fotômetro

4000 K

7000 K

Page 53: Evol d est

5353

Sol emitindo como Corpo NegroF

lux

o

Comprimentode onda

T = 6000 K

Filtro

Fotômetro

Sol

Page 54: Evol d est

5454

Temperatura e cor superficiais de uma estrela

60.000 K

30.000 K

9.500 K

7.200 K

6.000 K6.000 K

5.250 K

3.850 KFria

Quente

Sol

Temperatura central do Sol:~15.000.000 K

Page 55: Evol d est

5555

Estrelas quentes e frias

Page 56: Evol d est

5656

Como se formou o Como se formou o SolSol

e o Sistema Solar ?e o Sistema Solar ?CosmogoniaCosmogonia

6161

ClassificaClassificaçção de estrelas ão de estrelas segundo sua massasegundo sua massa

Peso leve

(Magrinha)

Peso médio(Gordinha)

Peso pesado(Obesa)

Page 57: Evol d est

5757

Sol

Tamanhos comparados de algumas

estrelas

Page 58: Evol d est

5858

Contração da Nebulosa Solar

Gás

Page 59: Evol d est

5959

Achatamento da nebulosa

v

FGrav.

FCentríf.

FGrav.

FGrav.

FGrav.

FCentríf.

Page 60: Evol d est

6060

Formação do Sol e dos Planetas

Visão de perfil

Visão de topo

VelocidadesVelocidadesangularesangularesdiferentesdiferentes

TurbulênciaTurbulência

TurbulênciaTurbulência

TurbulênciaTurbulência

Grandeconcentração

de massa

Page 61: Evol d est

6161

Formação do Sistema Solar

Planeta é um sub-produto da formação

estelar.

Concentração de massa

Concentração de massa

Concentração de massa

Concentração de massa

Concentração de massa

Concentração de massa

Page 62: Evol d est

6262

“Futuros” planetas

extra-solares?

Page 63: Evol d est

6363

Centro da Via LácteaCentro da Via Láctea

Candidatos a estrelas com planetasCandidatos a estrelas com planetas

SagitariusSagitariusWindowsWindowsEclipsingEclipsingExtraExtraSolarSolarPlanetPlanetSearchSearch

Page 64: Evol d est

6464

E a Lua, como E a Lua, como se formou?se formou?

• Irmã da Terra• Filha da Terra• Namorada da Terra• Irmã Siamesa da Terra

Page 65: Evol d est

6565

Lua: Irmã da Terra(co-formação)

Terra

Page 66: Evol d est

6666

Lua:Lua:Filha da TerraFilha da Terra(centrifugação)

Terra

Lua

'Terlua'

Page 67: Evol d est

6767

Lua:Namorada da Terra(captura gravitacional)

Terra

Lua

Lua

Page 68: Evol d est

6868

Lua e Terra:Irmãs siamesas separadas

(choque catastrófico)

'Terlua'

Asteróide (?)

Terra

Lua

Page 69: Evol d est

6969

Limpando o Sistema SolarLimpando o Sistema Solar

Page 70: Evol d est

7070

SistemaPlanetário

“Sujo”

Page 71: Evol d est

7171

Vento SolarVento Solar

Radiação (luz)

Radiação (calor)

Sol

Elétrons

Prótons

Partículas Alfa (núcleos de Hélio)

Perda de massa pelo vento solar = 1 milhão de ton por segundo

Page 72: Evol d est

7272

Vento Solar

Varrendoas imediações

do Sol.

Page 73: Evol d est

7373

Nuvem de Oort

100 bilhõesde cometas

1 UA

100.

000

UA

Page 74: Evol d est

7474

Estrutura Estrutura do Sistema do Sistema

SolarSolar

Nuvem de OortNuvem de Oort

Net

Plu

Estrela Próxima280.000 UA

4,4 a.l.

100.000 UA10.000 UA

Nuvem de OortNuvem de Oortouou

Nuvem de CometasNuvem de Cometas

Mar

Júp

Cinturão de

Kuiper

Cinturão de asteróides

40 UATer

Page 75: Evol d est

7575

Origem dosCometas

100 bilhõesde cometas

T

P

100 000 ua

Distânciaentre Sol e Terra:

1 Unidade Astronômica

Page 76: Evol d est

7676

Cometa West

Estrutura de um cometa

Rocharecobertacom gelode água e

de CO2

Caudagerada pelo

Vento Solar epela radiação

Calor

Cabeleirade gás e poeira

Sol

Núcleo do Halley12 x 8 km

Page 77: Evol d est

7777

Como se formou e Como se formou e evoluiu a Terra ?evoluiu a Terra ?

Page 78: Evol d est

7878

Sol e Planetas

Mer

Vên Mar

Ter

Júp

Sat

Ura Net

Plu

PlanetasTelúricos

Planetas gasosos ou Jovianos

Page 79: Evol d est

7979

Distribuição inicial dos Distribuição inicial dos elementos químicos do elementos químicos do

Sistema SolarSistema Solar

Elementos pesadosElementos pesados

Elementos levesElementos leves

NebulosaSolar

Redistribuição dos elementosquímicos do Sistema Solar

Antes da formação dos planetas

Depois da formação dos planetas

Page 80: Evol d est

8080

Redistribuição dos elementos antesantes da

formação dos planetas

Redistribuição

Formação dos planetas

Tempo

Page 81: Evol d est

8181

Redistribuição dos elementos dependendo de seus pesos atômicos

Elementos pesadosElementos leves Partículas de luz (fótons)

Page 82: Evol d est

8282

Atrito hidrodinâmicoAtrito hidrodinâmico

Turbulência+

Concentração

Page 83: Evol d est

8383

Redistribuição dos elementos depoisdepois da formação dos

planetasRedistribuição

Formação dos planetas

Tempo

Page 84: Evol d est

8484

Sublimação de gelos e evaporação de materiais leves

Page 85: Evol d est

8585

Mantém gelose elementos

levesPerde gelos

e elementos leves

Limpeza de gelos e materiais leves

Page 86: Evol d est

8686

Formação da Terra

Formação da Terra

Page 87: Evol d est

8787

As 4 forças da naturezaAs 4 forças da natureza

m m’

GRAVITACIONAL: ocorre entre dois corpos com massas

FF

q q’

ELETROMAGNÉTICA: associada com cargas elétricas/fótons

FF

FORTE: (intranuclear) mantém o núcleo atômico agregado

NúcleoAtômico

Próton

Nêutron

FRACA: (decaimento beta) permite a radiatividade beta

Elétron

n = p e

Page 88: Evol d est

8888

Átomos, moléculas, grãos, planetesimais

+Átomos Molécula

+

EstruturaEstruturacristalinacristalinaou amorfaou amorfa

+

Grão

+

Planetesimal

Page 89: Evol d est

8989

Formação da Formação da TerraTerra

Agregação dePlanetesimais

“Bebê” Terra:meio pastosa emuito quente

“Feto”Terra

Regiãointernapastosae quente

Regiãointernapastosae quente

Crostasólida emais fria

Crostasólida emais fria

“Criança” Terra“Criança” Terra

R.F. Moulton

T.C. Chamberlin

C.F. Weizsäcker

Page 90: Evol d est

9090

Água e atmosfera da

Terra

Page 91: Evol d est

9191

Molhando a Terra...Molhando a Terra...

Planetesimal(ou cometa)

de geloFormandoFormandoos maresos maresEvaporação

total

Gelo

Page 92: Evol d est

9292

Águas da TerraÁguas da Terra

A maior parte da água existente na Terra foi

trazida à Terra através de meteoritos ricos em

H2O (na forma de gelo) depois do resfriamento

da crosta terrestre

Page 93: Evol d est

9393

Criando a atmosfera da Terra

Erupçãovulcânica

Liberou gasespresos nos

materiais dointerior da Terra

Atmosfera Atmosfera sem oxigênio

Page 94: Evol d est

9494

FotossínteseFotossíntese

Luz

CO2 O2

Ág

ua

Sai

s m

ine

rais

Glu

cíd

ios

Lip

ídio

sM

olé

cula

s az

ota

das

Algas eplantas primitivas

Page 95: Evol d est

9595

Voltemosàs

estrelas !

Page 96: Evol d est

9696

PlêiadesEstrelas Jovens

Page 97: Evol d est

9797

SolEstrela madura

Proto-estrela

Feto Adoles-cência Velhice Vida adulta

Idade do Sol : 4,52 Bilhões de anos

Page 98: Evol d est

9898

EstruturaEstruturado Soldo Sol

Coroa

Zonacondutiva

Zonaradiativa

Zonaconvectiva

Manchasolar

Erupçãosolar

Composição (em massa)

H = 73,0%He = 24,5%Outros = 02,5%

Page 99: Evol d est

9999

Mudanças na composição química do Sol

100%

75

50

25

0 %Centro Superfície

Composição inicial de Hidrogênio

Composição inicial de Hélio

O C N Ne Si Fe

Composição atual de Hélio

Composição atual de Hidrogênio

Su

per

fíc

ie

Ce

ntr

o

2,5%

73%

24,5%

2,5%

73%

24,5%

Page 100: Evol d est

100100

E ... qual será oE ... qual será ofuturo do Sol ?futuro do Sol ?

PesoLeve

Page 101: Evol d est

101101

Evolução para Gigante Vermelha

Região defusão nuclear

Hoje

Passado

Futuro

Page 102: Evol d est

102102

Antares(Supergigante vermelha no Escorpião)

Page 103: Evol d est

103103

A gigante vermelha Sol

R=750.000 km

d = 150.000.000 km

Terra

Hoje

d 150.000.000 km

Num futuro muito distante( 4,5 bilhões de anos )

Page 104: Evol d est

104104

Nebulosa Planetária do Anel(Constelação da Lira)

Gigantevermelha

Visão de umaNebulosa Planetária

AnãBranca

NebulosaPlanetária

Evolução para Nebulosa Planetária

e anã branca

Page 105: Evol d est

105105

Nebulosas planetárias

Page 106: Evol d est

106106

Anãs-brancas em M4

Page 107: Evol d est

107107

Massa marronMassa marron

Nebulosaplanetária

Massamarron

Fim completo da reações de fusão

nuclear:morreu a estrela!

Anãbranca

Ocorrem as últimas reações de fusão nuclear perto da

superfície da estrela

Page 108: Evol d est

108108

Todas as estrelas Todas as estrelas evoluem como o Sol ?evoluem como o Sol ?

Não!Não!

Page 109: Evol d est

109109

Massa Vida na Seq. Principal[mEstrela/mSol] [milhões de anos]

60 230 510 2503 3501,5 1.6001 9.0000,1 >1.000.000

Tempo de vida de uma estrela

Massas solares0,08 4 8

Tempode

Vida

PesoLeve

AnãBranca

(Planeta)PesoPena

PesoMédio

Estrela denêutrons

EstrelaSupernova

PesoPesado

BuracoNegro

Sol

0

Page 110: Evol d est

110110

Evolução conforme a massa

da estrelaMais fusões

Sequência principal

Gigante

Super-gigante

Fusãodo Hélio

Nebulosa Planetária Supernova

Anã Branca Estrelade nêutrons Buraco Negro

1/2 1 3 10

1/10 1 10 100

Massa final a estrela

Massa inicial a estrela

MSolar

MSolar

Page 111: Evol d est

111111

Evolução de uma estrela peso médio

117117

ClassificaClassificaçção de estrelas ão de estrelas segundo sua massasegundo sua massa

Peso leve

(Magrinha)

Peso médio(Gordinha)

Peso pesado(Obesa)

Page 112: Evol d est

112112

Evolução de

estrelaspeso peso

médiomédio

NuvemInicial

H → He +

Fe + → ?

C → O + Estrela denêutrons

He → C +

Si → Fe +

O → Si +

HHeC

SiFe

O

n

Prótons + Elétrons Nêutrons

Page 113: Evol d est

113113

Reações de Reações de nucleossíntese nucleossíntese

estelarestelar

Page 114: Evol d est

114114

Geração de energia por fusão nuclear

Elemento Leve + Elemento Leve

Elemento Pesado + Energia

Page 115: Evol d est

115115

Representação de um

elemento químico X

XZ = Número de Prótons

Z

M = Número de Massa = Z + Nêutrons

M +

+ +

+

0

0

00

0

n = p e

Page 116: Evol d est

116116

Cadeia próton-próton gerando He1

1H + 11H 2

1H + e+ + 2

1H + 11H 3

2He +

32He + 3

2He 42He + 2 1

1H 3

2He + 42He 7

4Be +

69% 31%

74Be + e- 7

3Li + 7

3Li + 11H 2 4

2He 74Be + 1

1H 85B +

85B 8

4Be + e+ + 8

4Be 2 42He

99,7%0,3%

Para T > 107 K

Page 117: Evol d est

117117

Cadeia CNO gerando

He

1111H + H + 1212

66C C 131377N + N +

131377NN 1313

66C + eC + e++ + + 1313

66C + C + 1111H H 1414

77N + N + 1414

77N + N + 1111H H 1515

88O + O + 1515

88O O 151577N + eN + e++ + +

157N + 1

1H 126C + 4

2He

151577N + N + 11

11H H 161688O + O +

161688O + O + 11

11H H 171799F + F +

171799F F 1717

88O + eO + e++ + + 1717

88O + O + 1111H H 1414

77N + N + 4422HeHe

99,7%

0,3%

Page 118: Evol d est

118118

Processo triplo alfa gerando C

42He + 4

2He 84Be

84Be + 4

2He 12

6C +

Para T > 108 K

Page 119: Evol d est

119119

Reações C-C

126C + 12

6C

168O + 2 4

2He20

10Ne + 42He

2311Na + p+

2312Mg + n

2412Mg +

T > 6x108 K

Page 120: Evol d est

120120

Reações O-O

168O + 16

8O

2412Mg + 2 4

2He28

14Si + 42He

3115P + p+

3116S + n

3216S +

T > 109 K

Page 121: Evol d est

121121

Processos Alfa

24Mg + 42He

28Si + 28Si+ 4

2He 32S +

32S + 42He

36Ar + 36Ar + 4

2He 40Ca +

40Ca + 42He

44Sc + 44Sc + 4

2He 48Ti +

48Ti + 42He

52Cr + 52Cr + 4

2He 56Fe +

24Mg + 42He

28Si + 28Si+ 4

2He 32S +

32S + 42He

36Ar + 36Ar + 4

2He 40Ca +

40Ca + 42He

44Sc + 44Sc + 4

2He 48Ti +

48Ti + 42He

52Cr + 52Cr + 4

2He 56Fe +

Page 122: Evol d est

122122

Temperaturas e tempos de Temperaturas e tempos de exaustão dos elementos exaustão dos elementos

para fusão nuclearpara fusão nuclear

Fusão Temperatura Tempo de exaustãode (milhões de K) (anos)H 15 10 milhõesHe 170 1 milhãoC 700 1 milNe 1.400 3O 1.900 1 anoSi 3.300 1 dia

Estrelas com massa de 20 massas solares

Page 123: Evol d est

123123

Morte violenta de uma estrela

Modelos: Fusão violenta do carbono

Colapso gravitacional do núcleo

Page 124: Evol d est

124124

Modelo I:Fusão violenta do carbono

Page 125: Evol d est

125125

Estrela Supernova

He C O SiFe

... Cu Ag Pt Au Pb U ...

Elementos mais

pesados

Carbono

Explosão catastrófica

Page 126: Evol d est

126126

Modelo II:Colapso do núcleo

Page 127: Evol d est

127127

Supernova gerada por colapso do núcleo

Elementos mais

pesados

Carbono

Fenômeno não catastrófico

Neutrinosdrenandoenergia do núcleo rico em Ferro

Núcleo muito quente

Núcleo colapsa

rapidamente

Casca

Casca cai em queda livre

sobre o núcleo

Casca Casca atinge o atinge o núcleonúcleo

Page 128: Evol d est

128128

Imagens de supernovas e de remascentes de

supernovas

Page 129: Evol d est

129129Antes Depois

Grande Nuvem de Magalhães

Supernova 1987A( Grande Nuvem de Magalhães )

Page 130: Evol d est

130130

Remanescente de Supernova

Nebulosa do Caranguejo( Constelação do Touro )

Visão atual dasupernova vistapelos chineses

em 1054

Page 131: Evol d est

131131

Remanescenteda Supernovade Kepler(1604)

Page 132: Evol d est

132132

Supernova de Kepler(observada em 1604)

Page 133: Evol d est

133133

Remascente de supernova em Loop em Cisne

Page 134: Evol d est

134134

Remanescente de supernova W89

Page 135: Evol d est

135135

Cassiopéia A

Page 136: Evol d est

136136

RemanescenteRemanescentede Supernovade Supernova

( Vela )( Vela )

Page 137: Evol d est

137137Remanescente de Supernova

Constelação do CisneConstelação do Cisne

Page 138: Evol d est

138138

Resto de supernova

Page 139: Evol d est

139139

Remanescente de supernova

Nebulosaremanescente

Estrelaremanescente

He

C

O

Si

FeCu

Ag

Pt

Au

PbU

?

Page 140: Evol d est

140140DepoisAntes

Supernova( NGC 7331 )

Page 141: Evol d est

141141

Supernova extragaláctica

Page 142: Evol d est

142142

Supernovas extragalácticas

Co

m a

su

per

no

va

Sem

a s

up

ern

ova

Page 143: Evol d est

143143

Taxa anual de descoberta de supernovas

Page 144: Evol d est

144144

Supernovas descobertas

em 2005

Page 145: Evol d est

145145

Supernovas“próximas”

Via Láctea

1181

Tycho1572

1054Chineses

1006

185

393

Kepler1604

Grande Nuvemde Magalhães( SN 1987 A )

160 000anos-luz

Sol

Page 146: Evol d est

146146

Supernovas históricas

185RCW 86

ChinesesPossível8.200 a.l.

Cplapso de massiva

386G11.2-0.3

ChinesesProvável

16.000 a.l.Colapso de massiva

393G347.3-0.5Chineses

Possível3.000 a.l.

Colapso de * massiva

1006SN 1006

ChinesesJaponeses

ÀrabesEuropeusSem dúvida

7.000 a.l.Exp. termonuc. de anã branca

1054Neb. do Carangejo

ChinesesJaponeses

ÀrabesAmericanosSem dúvida

6.000 a.l.Colapso de massiva

11813C58

ChiesesJaponeses

Possível10.000 a.l.

Colapso de massiva

1572Tycho SNRChinesesCoreanosSem dúvida

7.500 a.l.Exp. termonuc. de anã branca

1604Kepler SNRChinesesCoreanosEuropeusSem dúvida13.000 a.l.

Exp. termonuc. de anã branca

200

400

600

800

1000

1200

1400

1600

1800

20000

1680Cassiopéis AEuropeus

Possível10.000 a.l.

Colapso de massiva

Page 147: Evol d est

147147

Pulsar

Page 148: Evol d est

148148

Pulsar

“Visão”

Descobertos em 1967

“Luz”

Radiotelescópios

Eixo deRotaçãoEixo

magnético

Estrelade

nêutrons

Campo magnético 10 bilhões de vezes o do

Sol

Farol de Navegação

Page 149: Evol d est

149149

Processos de extinção em massa

de seres vivos

Page 150: Evol d est

150150

Extinção dos Dinossauros( 65 milhões de anos atrás )

Raios X

Supernova

Page 151: Evol d est

151151

Choque de asteróide com a Terra

Poeira

Fuligeme fumaça

Asteróide

Gás epoeira

Page 152: Evol d est

152152

(Mini)Era Glacial

Calor

Calor

AtmosferaPoluída

Page 153: Evol d est

153153

Evolução de uma estrela peso pesado

161161

ClassificaClassificaçção de estrelas ão de estrelas segundo sua massasegundo sua massa

Peso leve

(Magrinha)

Peso médio(Gordinha)

Peso pesado(Obesa)

Page 154: Evol d est

154154

Evolução de uma estrela peso pesadopeso pesado

Protoestrela

Supergigante

vermelha

Pressão Gravitacional > Pressão Térmica

Reaçãode fusãonuclear

?Colapsogravitacional

Page 155: Evol d est

155155

Lançamento de corpos em Lançamento de corpos em campos gravitacionaiscampos gravitacionais

Luz

Lua

Luz

Page 156: Evol d est

156156

Lançamento de corpos em

campos gravitacionais

Lua

Luz

Luz

Page 157: Evol d est

157157

Estrela Colapsada

Page 158: Evol d est

158158

Lei da atração gravitacional

F Fd

M m

F = G M m / d2

M,m = massas dos corpos envolvidosd = distância entre as massasF = força de atração gravitacional

F Fd

Mm=0 F F = G= G M M 00 // dd22

F = 0 !?!F = 0 !?!Não há Não há

força de força de atração!atração!

Page 159: Evol d est

159159

Geodésica

É a trajetóriapercorrida pela luz

Page 160: Evol d est

160160

Curvatura do EspaçoUniverso

Vazio

Geodésicasretilíneas

Açúcar

m

Universonão vazio

Geodésicascurvas

Page 161: Evol d est

161161164164

Foto de um Buraco Negro

?

BuracoNegro

BuracoNegro

Page 162: Evol d est

162162

Representação geométrica de um

Buraco Negro

Geodésicas num espaço vazio

Geodésicas nasproximidades deum Buraco Negro

Page 163: Evol d est

163163

‘Massa’ de um fóton

Fóton E = mc2

fc

E = hfmc2 = hf

m = hf / c2

Page 164: Evol d est

164164

Horizonte de eventos

Geodésica

Horizonte de eventos:

Superfície que delimita a região do espaço em torno de um buraco

negro de modo que qualquer corpo (ou mesmo a Luz) que nele penetre,

não pode mais dele sair .

Page 165: Evol d est

165165

Forças de maré num Buraco Negro

gcabeça

gpé

BuracoNegro

Page 166: Evol d est

166166

Detecção de Buracos Negros

Se não é possívelver um

Buraco Negro,como posso saber

que ele existe ?

Foto de um Buraco Negro

?

Page 167: Evol d est

167167

Princípio da Inércia( Newton, 1642- 1727 )

Um corpo, sobre o qual nãoage nenhuma força, tende a

manter seu estado demovimento ou de repouso.

V VXForça Movimentoretilíneouniforme

Page 168: Evol d est

168168

Primeira Lei de Kepler( 1571 - 1630 )

Um corpo ligado a outro, gravitacionalmente,gira em torno dele numa órbita elíptica.

Page 169: Evol d est

169169

Movimento em torno do Centro de Massa Comum

11 11

22

22

33

33

4444 CMCM

MM mm

ddDD

M d = m D

r = d + D

Page 170: Evol d est

170170

Sistema Binário de estrelas

CM

1

1

2

2

3

3

4

4

5

5

Velocidade

Page 171: Evol d est

171171

Terceira Lei de KeplerTerceira Lei de Kepler

T’

M

m

m’

r

r’ T(( r r // r’ r’ ))33 = ( = ( T T // T’ T’ ))22

r 3 = [G/(42)] ( MM + m ) T 2

Expressão correta:

r r 33 = k = k T T 22

Expressão aproximada de Kepler

Page 172: Evol d est

172172

Massas das estrelas de Sistemas Binários

M d = m D

r = d + D

r 3 = [G/(42)] ( MM + m ) T 2

M , m

Page 173: Evol d est

173173

Sistema Planetário

CM

12

3 4

5

1

3 4

52

m <<< mSol Planeta !Planeta !

Velocidade

Page 174: Evol d est

174174

Sistema Binário de estrelas

?

3 4

1 2 5

12

3 4

5

m >>> mSol Buraco Negro !

Velocidade

Page 175: Evol d est

175175

Fontes de Raios X

Raios X

Matéria(cargas elétricas)

caindo na estrela centralpor atração gravitacional

Buraconegro

AnãBranca

SistemaBinário

Raios X

Page 176: Evol d est

176176

Fontes de raios-X no centro da Galáxia

Telescópio Chandra( Raios X )

Foto em raios-X do Centro Galáctico

Page 177: Evol d est

177177

Fontes de Raios-XFontes de Raios-X

Page 178: Evol d est

178178

Não!Não!Será que a Terra poderá vir a ser um

buraco negro?

Page 179: Evol d est

179179

Fabricar um Buraco Negro !

?

BuracoNegroTerra

Page 180: Evol d est

180180

Para se tornar um Buraco Negro

Raio

Massa ?

Raio de Schwarzschild:

R = ( 2GM ) / c2

Terra 3x10-6 M 1 cm 1027

Sol 1 M 3 km 1016

Estrela Pesada 10 M 30 km 1014

Galáxia 1011 M 0,03 AL 10-6

Universo ? ? ?

R=?

Corpo / sistema Massa Raio Densid. MSol= 2x1030 kg g/cm3

Schwarzschild

Page 181: Evol d est

181181

Relação entre tamanho e massa

R =

2G

M/c

2

Planetas

Asteróides

Anã branca

Pulsar

Sol

ÁtomosMoléculas

Núcleos atômicos Massa da estruturaMassa da estrutura

Tam

anh

o d

a es

tru

tura

Região decolapso

gravitacional

Buraco Negro

Estrela

Galáxia

Universo

Page 182: Evol d est

182182

Fatores que poderiam "inchar" a massa do Universo

Fatores que poderiam "inchar" a massa do Universo

Buracos negros

Neutrinos com massa

p p

D

NeutrinoNeutrino

PósitronPósitronMassa

escura no Universo

? ? ? ?

Page 183: Evol d est

183183

Universo como um Buraco Negro

R =

2G

M/c

2

Universo

Galáxia

Anã branca

Pulsar

Sol

Planetas

Asteróides

ÁtomosMoléculas

Núcleos atômicos Massa da estruturaMassa da estrutura

Tam

anh

o d

a es

tru

tura

Região decolapso

gravitacional

Buraco Negro

Estrela

Page 184: Evol d est

184184

Conclusão

Pode ser que Nosso Universose comporte como um

Buraco Negro

• Nada do que está dentro pode sair;• Para “outro” Universo, somos invisíveis.

Page 185: Evol d est

185185

Evolução do Evolução do UniversoUniverso

Page 186: Evol d est

186186

Etapas da Evoluçãodo Universo

Etapas da Evoluçãodo Universo

Big-bang

Hoje

??

Era dePlanck

~

~

~

~p

~n n

p

~

Era doshádrons

e+ e-

+ -

Era dosLéptons D

He

Era daRadiação

Era da Matéria D

esac

op

lam

ento

M

atér

ia /

En

erg

ia

Formaçãode galáxias

Formaçãode estrelas

Sol

0 10-43

s10-6

s1s

1min

10 kanos

300 kanos

1 Banos

4 Banos

10,5 Banos

15 Banos

Page 187: Evol d est

187187

Instantes iniciais do UniversoUniverso

primordial

Big-bangUniverso(H2 e He)

Page 188: Evol d est

188188

Formação de galáxias por fragmentaçãoUniverso

GaláxiasGaláxia de Andrômeda

Page 189: Evol d est

189189

Aglomerado de galáxias

Page 190: Evol d est

190190

Contração gravitacional de uma nebulosa

Contração gravitacional de uma nebulosa

GásHidrogênio

Page 191: Evol d est

191191

Nascimento de uma estrela

Início dasreações de

Fusão Nuclear

Nasceu a estrela !

Nebulosainicial

Page 192: Evol d est

192192

Formação de estrelas fora de Nossa Galáxia

Page 193: Evol d est

193193

Formação de estrelas em Nossa Galáxia

Nebulosada

Tarântula

Page 194: Evol d est

194194

O Sol e nós!O Sol e nós!Formação

de estrelas na Nossa Galáxia

Sol

Nós

Terra

Page 195: Evol d est

195195

Uma dúvida...

Big-bangBig-bang

Universoinicial

(H2 e He)

Page 196: Evol d est

196196

Como surgiram os elementos pesados?Elemento existente

logo após o big-bang

Elemento existente logo após o

big-bang

Reações de fusão nuclear no interior

das estrelas

Formação de elementos pesados durante explosão

de uma supernova

Page 197: Evol d est

197197

Se o Sol é uma estrelapeso leve, sem poder

gerar Ferro, por exemplo,então

como surgiram os elementos pesados do

Sistema solar?

Page 198: Evol d est

198198

Sol: uma estrela de segunda mão

H

H

Nebulosasolar

Nebulosavizinha

H

EstrelaSupergigante

H

Supernova

He C O Si Fe... Cu Ag Pt Au Pb U ...

Estrelaremanescente

?

Page 199: Evol d est

199199

Ser HumanoSer Humano

Matéria prima:Matéria prima:

HidrogênioPedaços de estrelas que explodiram!

Page 200: Evol d est

200200

Formação contínuade estrelas

H

AnãBranca

Super-nova

Buraconegro

Matériaejetada

Estrela

Mei

o i

nte

rest

elar

Estrela denêutrons

Leve

Média

Pesada

Prim. Geração

Seg. Geração

MassaMassamarronmarron

Page 201: Evol d est

201201

Nebulosaenriquecida

Reciclagem de estrelas

Nebulosaprimordial

PesoMédio Super

GiganteVermelha

SuperGigante

Azul

Estrela Supernova

SuperGigante

Azul

Reaçõesde fusãonuclear

Sistema Solar

Page 202: Evol d est

202202

Aglomerado estelar jovem

nascido na Nebulosa 30

Dorado

Nascimento de estrelas de segunda geração

Page 203: Evol d est

203203

Condição para o desenvolvimento de vida num sistema planetário

Como os organismos vivos exigem elementos pesados,

isso significa que os sistemas planetários em que eles podem se

desenvolver

devem estar associados com devem estar associados com estrelas de segunda geração em estrelas de segunda geração em

diante.diante.Formação de estrelas de

segunda geração

Page 204: Evol d est

204204

E ... a vida ?Como surgiu na Terra ?

Page 205: Evol d est

205205

VidaUma definição de ser vivo:

Um ser vivo é aquele que consegue:

• se manteree

• perpetuar a espécie

Page 206: Evol d est

206206

Vida TerrestreVida Terrestre Toda forma de vida na Terra é composta

pelos mesmos “tijolinhos” básicos: Toda forma de vida na Terra é composta

pelos mesmos “tijolinhos” básicos:

R C

H

NH2

CO

OH

CarboxilaAmina

RadicalgenéricoAminoácidosAminoácidos

Basenitrogenada

Açúcar

Fosfato

NucleotídeosNucleotídeos

DNADNAMolécula da hereditariedade

Diâ

met

ro20

A

Passo

34 A

Page 207: Evol d est

207207

Gerar Vida no laboratório?

MatériaInorgâ-

nica

H2

CNH3

H2O

Raio XUV

MatériaOrgânicaProteínasAçúcares

AminoácidosNucleotídeos

(Biopolímeros)

Miller(1957)

Page 208: Evol d est

208208

Seres “quase” vivosSeres “quase” vivos Vírus são entes que estão “entre” os seres

vivos e os inanimados Vírus são entes que estão “entre” os seres

vivos e os inanimados

Ser ounão ser ?

Vírus

Page 209: Evol d est

209209

Geração de Vida na Terra

C

ON

Raios X

Ultravioleta

Água

Ca Fe

Compostosorgânicos

Biopolímeros

Procariontes(unicelulares)

?Protobiontes

VIDA :Feliz coincidência de propriedades

Físicas e Químicasnum determinado local e momento?

Page 210: Evol d est

210210

Será que os Terráqueossão, mesmo, originários

da Terra ?

?

Page 211: Evol d est

211211

A vida surgiu na Terra?A vida surgiu na Terra?

Cada passo necessário para a origem da vida é de pequena probabilidade de ocorrência.

A seqüência toda exige uma quantidade de matéria muito maior do que a existente na Terra!

MeioInterestelar

Onde, então?

Page 212: Evol d est

212212

Moléculas interestelaresMoléculas interestelares

HC11N, HC9N, HC5NCH3OH (álcool metílico)CH3CH2CNHCOOCH3

CH4 (metano)NH3 (amoníaco)H2O (água) H2CO (formol)C2H2 (acetileno)CO (monóxido de Carbono)H2, C2, OH, CHCH3NH2, HNO, CNOCS, HNCS, SO2

HC11N, HC9N, HC5NCH3OH (álcool metílico)CH3CH2CNHCOOCH3

CH4 (metano)NH3 (amoníaco)H2O (água) H2CO (formol)C2H2 (acetileno)CO (monóxido de Carbono)H2, C2, OH, CHCH3NH2, HNO, CNOCS, HNCS, SO2

C2H5OH(CH3)2OC2H5CNHC13N

CH3CHOCH3C2HHCOOH

C2H5OH(CH3)2OC2H5CNHC13N

CH3CHOCH3C2HHCOOH

Algumas moléculas interestelares,

fundamentais para a vida, já detectadas

Algumas moléculas interestelares,

fundamentais para a vida, já detectadas

Page 213: Evol d est

213213

!

Vida

?

Vida

Vida trazidaà Terra?

Vida trazidaà Terra?

Vida

Panspermia:A vida surgiu em

diferenteslocais e foi espalhada

pelo Universo.

Panspermia:A vida surgiu em

diferenteslocais e foi espalhada

pelo Universo.

Page 214: Evol d est

214214

ConclusãoConclusão

É possível que cada um de nós tenha tido um ancestral

extraterrestre!

Page 215: Evol d est

215215

Importante!Importante!• Não há Não há

nenhuma nenhuma prova da prova da existência existência de Vida de Vida fora da fora da Terra.Terra.

• Mas ... Mas ... também não também não há nenhuma há nenhuma

prova de prova de que ela lá que ela lá

não exista!não exista!Não achei

cobra nenhuma!

Page 216: Evol d est

FimFim R. BoczkoR. Boczko