Aula(março 21)

MANOEL ALVES RODRIGUES JUNIOR

EVOLUÇÃO ESTELAR

UNIVERSIDADE FEDERAL DE GOIÁS INSTITUTO DE ESTUDOS SÓCIO-AMBIENTAIS

GOIÂNIA, 2014

Evolução Estelar

Terra, 21 de Março de 2013 d.C. Terra, 05 de dezembro de 7 000 000 000 d.C.

O Ano Novo que chegou traz consigo poucos motivos para celebrar.

Não há ninguém presente para marcar sequer sua passagem. A superfície da Terra é um deserto irreconhecível e

tórrido. O Sol cresceu até um tamanho enorme, tão grande que o seu disco vermelho enche praticamente o céu diurno.

O Planeta Mercúrio e, depois, Vênus já foram “engolidos”, e agora os tênues limites exteriores da atmosfera solar

ameaçam alcançar a órbita da Terra.

Os oceanos, produtores de vida na Terra há muito que se evaporaram, primeiro num cobertor pulverizado e esterelizado de vapor d´água e, depois no espaço.

Para trás ficou apenas uma superfície rochosa e estéril. Ainda é possível descobrir os vestígios de linhas

costeiras antigas, bacias oceânicas e os restos corroídos dos continentes.

Ao meio-dia, a temperatura atinge cerca de 1700ºC e a superfície rochosa começa a derreter.

O equador já está praticamente envolto numa vasta miscelânea de lava incandescente, que arrefece para

formar uma fina crosta cinzenta quando o Sol distendido mergulha no horizonte todas as noites.

Agora, o perfil de um penhasco antigo vai se debatendo sob o calor intenso do Sol. Uma parte da rocha fende-se, provocando um desmoronamento e expondo um fóssil perfeitamente conservado de uma folha de carvalho.

Esse vestígio de um antigo e distante mundo verde funde-se lentamente sob o calor inexorável.

Em breve a Terra inteira emitirá um vermelho incandescente

Formação do Universo e formação do Sol

Formação do Sol

10 bilhões de anos 4,6 bi

Sol Atual

Big-Bang

Evolução Estelar

Evolução Estelar

Nebulosa Eta Carina

2% da matéria interestelar é de grãos de poeira de C, N e O

98% da matéria interestelar é de gás

Nuvens de gás e poeira: ~1000 partículas/cm3

~100 a 200 K

Evolução Estelar

Nuvens celestes (observações)

Podem ter muitos tamanhos, densidades e cores diferentes As menores são pequenas manchas escuras e densas, chamadas de <<glóbulos>> (~1 a.l.) As maiores (~100 a.l.) Moléculas (hidrogênio molecular) Quando existe na nebulosa uma nova estrela, esta ioniza os gases e produz uma espécie de nebulosa brilhante (região HII)

Evolução Estelar

Fases da formação e da vida de uma estrela

Uma parte mais densa da nuvem molecular colapsa, destacando-se na nuvem.

A região central é mais densa e quente e forma a proto-estrela, o disco em rotação evolui e pode formar um sistema planetário

A queda da matéria é interrompida quando se iniciam as reações de fusão nuclear no centro da proto-estrela.

Evolução Estelar


1. Contração gravitacional 2. Aumento da pressão e temperatura na região central

3. Fusão nuclear

FORMA ESFÉRICA: Equilíbrio entre as reações termonucleares e a gravidade

Conservação do momento angular

Evolução Estelar

Poeira e gás Núcleo:aquecimento e aumento da

pressão

T

T

< 0,08 M(sol) T<8milhões K

T>=8milhões K

Anã marrom

?????


Evolução Estelar

Nascimento

M42 (Nebulosa de Órion)

Constelação de Órion

Janeiro (hemisfério sul)

Evolução Estelar

Março (Hemisfério sul)

NGC 3372 (Nebulosa da Carina)

Constelação da Carina

Evolução Estelar

Classificação mássica e temporal

Massas solares

0

Planeta (anã-marron)

Tem

po

de

vid

a

Evolução Estelar

Diagrama HR (Henry Russel e Ejnar Hertzprung)

Se apresentarmos num diagrama todas as estrelas para as quais é conhecida sua magnitude absoluta (luminosidade) e a classe espectral, obtém-se um gráfico em que nem toda área está ocupada por estrelas observadas. Existem certas regiões bem definidas onde a maioria das estrela se localizam, indicando que existe uma relação bem definida entre luminosidade e temperatura efetiva.

Evolução Estelar

Relação massa-luminosidade

Representando num diagrama logarítmico a luminosidade e a massa para um grupo de estrelas da seqüência principal, observa-se que existe uma correlação linear entre estas duas magnitudes. Esta relação massa-luminosidade empírica para as estrelas da seqüência principal, descoberta nas estrelas binárias, afirma que, quanto mais massiva é uma estrela, maior luminosidade emite, sendo que a luminosidade da estrela é aproximadamente proporcional à sua massa elevada a 3,5.


Proto- estrela

Nasceu a estrela!

Pré- seqüência principal

Seqüência principal

Estágios finais

Evolução Estelar

Sol

Subgigante

Gigante Vermelha

Lum

ino

sid

ade

(em

un

idad

es s

ola

res)

Temperatura superficial (K)

Região de fusão nuclear

Evolução de uma estrela como o Sol (1 - Gigante vermelha)

Evolução Estelar

Sol

Subgigante

Gigante Vermelha

Lum

ino

sid

ade

(em

un

idad

es s

ola

res)


Gigante vermelha

Anã Branca

Nebulosa Planetária

Anã Branca

Evolução de uma estrela como o Sol (2 – Anã branca)

Evolução Estelar

Fevereiro (Hemisfério sul)

Constelação do Centauro

NGC 3918

Nebulosa planetária

Evolução Estelar

Nebulosa planetária

Nebulosa planetária é um nome “confuso” pois nada tem a ver com PLANETAS!

Evolução Estelar

1. Proto-estrela (contração gravitacional da nuvem de gás é poeira. 2. Estrela estável da sequência principal que brilha a custa da fusão nuclear. 3. Evolução para gigante-vermelha (quando se forma o núcleo de Hélio) 4. Gigante vermelha que brilha à custa da fusão do Hélio. 5. Estrela variável, formação do núcleo de Carbono. 6. Nebulosa planetária, invólucro de Hidrogênio lançado para o espaço. 7. Anã-branca, massa concentrada no centro de uma estrela com um tamanho

semelhante ao da Terra. 8. Anã-negra, estrela morta, no espaço.

Evolução de uma estrela como o Sol

Evolução Estelar

Evolução de uma estrela de grande massa

Lum

ino

sid

ade

(em

un

idad

es s

ola

res)


Sol

Evolução Estelar


600 milhões de K Colapso até C >> Mg

Aumento de T C >> N >> Si >> Fe

100 milhões Lʘ

Uma caneca feita desse material “pesaria” pelo menos 10 bilhões de toneladas!

Evolução Estelar


1. Proto-estrela (contração gravitacional da nuvem de gás é poeira. 2. Estrela estável da sequência principal que brilha a custa da fusão nuclear. 3. Evolução para gigante-vermelha (quando se forma o núcleo de Hélio) 4. Estrela variável. 5. Supernova. 6. ?

Evolução Estelar

Supernova 1987A em 1969 Supernova 1987A em Fev/1987

Janeiro (Hemisfério sul)


Supernova gera:

Nebulosas que geram:

Estrelas e os

Planetas metálicos e rochosos e a

VIDA (material)

Evolução Estelar


Restos de

supernovas

Evolução Estelar


Evolução Estelar

Massa do núcleo deixado para trás for 1,5 a 3 vezes maior que a do sol


Temperatura superficial acima de 1 milhão graus K Massa: 1,46 Msol

Raio de cerca de 20 km Densidade de ρ=1014g/cm3.

Uma estrela de nêutrons roda sobre si mesma e, ao libertar vibrações de ondas de

rádio, são chamadas (algumas) de PULSARES!

Evolução Estelar


Se estiver de dieta, uma estrela de nêutrons é realmente um lugar deprimente

para visitar…

70kg Sensação 1895 kg

Sensação 91 000 000 kg

Sensação 9 800 000 000 000 kg

Finalmente, a pulsar abranda, pára e desaparece…

Evolução Estelar

Dezembro (Hemisfério sul)

Estrela de nêutrons do caranguejo NGC 1952

Estrela de Nêutrons

Evolução Estelar

Registros chineses (1054 d.C) indicam que ela foi 4 vezes mais brilhante do que Vênus e visível por 23 dias


Evolução Estelar

Massa do núcleo deixado para trás for maior que 3 vezes maior que a do sol


Concepção artística Buraco Negro

Evolução Estelar

Buracos negros

Como sabemos que estão lá?

Quando cientistas verdadeiramente inteligentes como Albert Einstein e Stephen Hawking conceberam a maneira como o universo se formou, houve alguns pormenores que necessitaram de ser selecionados. Eles compreenderam que os BURACOS NEGROS tinham de existir para completar as suas teorias. Embora ninguém consiga ver os buracos negros, a sua gravidade é tão forte que afeta as estrelas e outros objetos à sua volta. Quando as estrelas distantes parecem deslocar-se de maneira estranha, isto pode ser explicado devido à proximidade de um buraco negro.

Evolução Estelar

Buracos Negros Estelares: originados a partir da evolução de estrelas massivas e portanto com massa da ordem das massas estelares. Buracos negros Supermassivos: encontrados nos centros das galáxias, com massas de milhões a um bilhão de vezes a massa solar, provavelmente formados quando o Universo era bem mais jovem a partir do colapso de gigantescas nuvens de gás ou de aglomerados com milhões de estrelas.

Tipos de buracos negros

Evolução Estelar

Galáxia Constelação Distância

(em anos-luz)

Luminosidade Bilhões de

vezes a Luminosidade

solar

Massa (Sol = 1)

Galáxia (Via Láctea) 2.800 1.9 2.000.000

NGC 224 / M31 Andrômeda 2.300.000 5.2 30.000.000

NGC 221 / M32 Andrômeda 2.300.000 0.25 3.000.000

NGC 3115 Sextante 27.000.000 14.2 2.000.000

NGC 4258 Cão caçador 24.000.000 1.3 40.000.000

NGC 4261 Virgem 90.000.000 33 400.000.000

NGC 4486 / M87 Virgem 50.000.000 56 3.000.000.000

NGC 4594 / M104 Virgem 30.000.000 47 1.000.000.000

NGC 3377 Leão 32.000.000 5.2 100.000.000

NGC 3379 Leão 32.000.000 13 50.000.000

NGC 4486b Virgem 50.000.000 0.82 500.000.000

Buracos Negros

Nuvem estelar com

protoestrelas

Imagens sem escala

Pequena estrela

Grande estrela

Gigante vermelha

Supergigante vermelha

Nebulosa Planetária

Supernova

Anã Branca


Buraco Negro

Evolução Estelar

Evolução Estelar

Como divertimo-nos com um buraco negro

Se alguma vez “encontrar” com um buraco negro, há uma boa experiência que pode realizar:

Necessita: •Dê um grande relógio que possas ver a grande distância. •Algum professor chamado Paulo que não se importe de cair em um “universo paralelo”.

1. Dê ao Prof. Paulo o relógio para ele segurar.

2. Fá-lo andar em direção ao horizonte de acontecimentos do buraco negro.

Evolução Estelar


3. Observa o relógio. À medida que o Paulo se aproxima mais, ´você verá o relógio abrandar cada vez mais, e quando ele atinge o horizonte ele parará.

4. Diz adeus ao Prof. Paulo…

Evolução Estelar


O que acontece depois disso é conjectura dequalquer pessoa, mas algumas pessoas pensam que ele poderia emergir num outro universo.

Uma maneira de entender APROXIMADAMENTE o que é SINGULARIDADE PARA PRINCIPIANTES:

Outra maneira…

Escolhe o teu número favorito e…

DIVIDA-O POR ZERO!

Evolução Estelar

Buraco Negro

Junho (Hemisfério sul)

Massa 1 bilhão de vezes a massa do Sol

Andrômeda (~30 milhões) Via Láctea ( 4 milhões)

Evolução Estelar

“Suspeito que o Universo É não só mais estranho do que supomos, Mas mais estranho do que podemos supor.”

John S.B. Haldane (1892-1964)

Geneticista e biólogo briânico.

Fim…?!

Os calendários e sua contribuição para o desenvolvimento da Astronomia

Páginas em português na internet 3 3

http://www.cdcc.sc.usp.br/cda/ http://www.inpe.br/ http://www.astro.iag.usp.br/ http:www.fisica.ufmg.br/OAP/ http://www.on.br/ http://www.ufrj.br/ov http://aigusp.usp.br/sab/ http://gnavegacoes.cjb.net/ http://www.ciencia-cultura.com/ciencias.html http://www.uranometrianova.pro.br/astronet/astronet.htm http://www.conviteafisica.com.br/home_fisica/revistas.htm http://www.sbfisica.org.br/ http://www.labvirt.if.usp.br/ http://www.zenite.nu/ http://www.achetudoeregiao.com.br/Astronomia/astronomia.htm http://www.iscafaculdades.com.br/relea/ http://www.todooceu.com/home.html http://www.solarviews.com/portug/terms.htm http://www.apac-eureka.org/revista/Larevista.htm

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