A vida das estrelas Dr. Jim Lochner, NASA/GSFC. Brilha, briha, estrelinha...

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A vida das estrelas Dr. Jim Lochner, NASA/GSFC

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Brilha, briha, estrelinha ...

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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.

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Um armário estelar

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

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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

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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

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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

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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

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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!

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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.

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As estrelas novas não estão quietas

Expusão de gás de um jovem sistema binário

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Todos os tipos de estrelas

Relembre - As estrelas possuem Diferentes cores que indicam diferentes temperaturas

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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 !

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Revisão: o ciclo da vida

Estrelas tipo solar Estrelas massivas

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O princípio do fim: Gigantes vermelhas

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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 ...

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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

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O fim das estrelas do tipo solar

Nebulosas planetárias

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

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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.

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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.

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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

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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.

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Supernova!

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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

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Remanescentes de supernovas: Cas A

Óptico Raios X

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Elementos da Supernova

Toda a energia dos raios-X

Silício

Cálcio Ferro

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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.

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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.

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Buracos negros – Close-up

Jato(nem sempre presente)

Disco de Crescimento Ocorrência de horizonte

Singularidade(profundidade no centro)

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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

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O que nos leva de novo a ...

Tradução: Paulo Marcelo PontesCorreio eletrônico: [email protected]