A vida das estrelasDr. Jim Lochner, NASA/GSFC

Brilha, briha, estrelinha ...

Me surpreende o que és ...

As estrelas têm• Diferentes cores

Que indicam diferentes temperaturas

• Tamanhos distintos• Massas variadasQuanto maior é uma estrela, mais

quente está e mais rapidamente está queimando sua vida.

Um armário estelar

O Espaço está cheio da matéria com que se formam as estrelas.

Estrelas nascem a partir das nuvens

As nebulosas proporcionam o gás e a poeira a partir do que se formam as estrelas.

Porém, não é este tipo de poeira

E, sim, partículas irregulares de carbono ou silício

O colapso de uma protoestrela

As estrelas começam com um lento acúmulo de gás e poeira.

• A atração gravitacional atrai mais material.

• A contração faz com que a temperatura e a pressão comecem a subir lentamente.

F

Gm1m2

r2

Fusão nuclear!

A 15 milhões de graus Celsius no centro da estrela, se produz a fusão

4 (1H) --> 4He + 2 e+ + 2 neutrinos + energia

De onde vem a energia?

Massa de quatro 1H > Massa de um 4He

E = mc2

Fusão e números

4 (1H) --> 4He + 2 e+ + 2 neutrinos + energia

Massa de 4 1H = 4 x 1.00794 u

= 4.03176 u

Massa de 1 4He = 4.002602 u

Diferença na massa = 0.029158 u

= 4.84 x 10 -29 Kg.

E = mc2 = (4.84 x 10 -29 Kg.)(3 x 108 m/s)2

E = 4.4 x 10 -12 J

Quanta energia

4 (1H) --> 4He + 2 e+ + 2 neutrinos + energia

Energia produzida = 25 MeV

= 4 x 10 -12 Joules

= 1 x 10 -15 Calorías

Porém o Sol faz isso 1038 vezes/segundo !

O Sol tem 1056 H átomos para queimar!

Uma correlação de forças

A energia produzida por uma fusão nuclear neutraliza a força da gravidade.

Durante toda sua vida, estas

duas forças vão determinar

os diferentes estados da vida

de uma estrela.

As estrelas novas não estão quietas

Expusão de gás de um jovem sistema binário

Todos os tipos de estrelas

Relembre - As estrelas possuem Diferentes cores que indicam diferentes temperaturas

Todos os tipos de estrelas

Annie J Cannon(1863-1941)

Oh! Be a Fine Girl - Kiss Me Right Now Sweetheart !Oh Big And Ferocious Gorilla, Kill My Roommate Next Saturday !

Oh! Be a Fine Girl - Kiss Me !

Revisão: o ciclo da vida

Estrelas tipo solar Estrelas massivas

O princípio do fim: Gigantes vermelhas

Gigantes vermelhas

Depois de que o hidrogênio se consome em seu núcleo,

A energia produzida pela fusão nuclear neutraliza a força da gravidade.

• O núcleo se despedaça, deixando escapar a energia em direção às camadas exteriores As camadas exteriores se expandem

• Entretanto, quando o núcleo se destrói, Aumentando a temperatura e a pressão ...

Mais fusão!

A 100 milhões de graus Celsius, o hélio se funde:

3 (4He) --> 12C + energia(Se produzirá em uma etapa intermediária)

(Só se produzem 7.3 MeV)

A energia sustenta as camadas exteriores expandidas da gigante vermelha

O fim das estrelas do tipo solar

Nebulosas planetárias

Depois que o hélio se consome, as camadas exterioresda estrela são expulsas

Anãs brancas

No centro da nebulosa planetária descansa uma anã branca.

• Densidade da Terra em relação à massa do Sol

“Uma tonelada para cada xícara de café”

• A força da gravidade para o interior é equilibrada pela força repulsiva dos elétrons.

Destino das estrelas massivas

Depois que o hélio se consome, o núcleo se destrói novamente até ficar suficientemente quente para fundir o carbono em magnésio ou oxigênio.

12C + 12C --> 24Mg OU 12C + 4H --> 16O

Através de uma combinação de processos, se formam sucessivamente elementos mais pesados e se queimam.

Tabla periódica

16O + 16O 32S + energia4He + 16O 20Ne + energia

Elementos leves Elementos pesados

4 (1H) 4He + energia 3(4He) 12C + energia 12C + 12C 24Mg + energia4He + 12C 16O + energia28Si + 7(4He) 56Ni + energia 56FeC-N-O Ciclo

O fim das estrelas massivas

As estrelas massivas consomem uma grande quantidade de elementos.

O ferro é o elemento mais estável e não pode fundir-se mais. Em lugar de produzir

energia, a utiliza.

Supernova!

Remanescentes de supernovas: SN1987A

a b

c d

a) Óptico - Fev 2000• Material expulso da

estrela milhares de anos antes da SN

b) Rádio - Set 1999c) Raios X - Out 1999d) Raios X - Jan 2000• A onda de choque da

SN esquentando o gás

Remanescentes de supernovas: Cas A

Óptico Raios X

Elementos da Supernova

Toda a energia dos raios-X

Silício

Cálcio Ferro

O que fica depois da supernova

Estrela de nêutrons (se a massa do núcleo é menor que 5 vezes a massa do Sol)

• Pela força de seu colapso, os prótons e elétrons se combinam para formar nêutrons.

• 10 Km de raio

Buraco negro (se a massa do núcleo é maior que 5 vezes a massa do Sol)

• Nem sequer os nêutrons compactados podem suportar o peso de estrelas muito massivas.

Uma nova vida: binárias de raios X

Nos sistemas binários próximos, o material flui de uma estrela normal a uma estrela de nêutrons ou a um buraco negro. Os raios X são emitidos do disco de gás ao redor da estrela de nêutrons ou do buraco negro.

Buracos negros – Close-up

Jato(nem sempre presente)

Disco de Crescimento Ocorrência de horizonte

Singularidade(profundidade no centro)

Supernovas e material interestelar

As supernovas comprimem o gás e a poeira que se extende entre as estrelas. Este gás também é enriquecido pelo material expulso.

Esta compressão origina o colapso de gás e poeira para formar novas estrelas

O que nos leva de novo a ...

Tradução: Paulo Marcelo PontesCorreio eletrônico: pmarcelopontes@gmail.com