E S T R E L A S

INTRODUÇÃO À RELATIVIDADE

Carlos Zarro

Reinaldo de Melo e Souza

Espaço Alexandria

CONVITE E MOTIVAÇÃO“Ora (direis) ouvir estrelas! Certo

Perdeste o senso!” E eu vos direi, no entanto,Que, para ouvi-las, muita vez despertoE abro as janelas, pálido de espanto...

E conversamos toda a noite, enquantoA via láctea, como um pálio aberto,

Cintila. E, ao vir do sol, saudoso e em pranto,Inda as procuro pelo céu deserto.

Direis agora: “Tresloucado amigo!Que conversas com elas? Que sentido

Tem o que dizem, quando estão contigo?”

E eu vos direi: “Amai para entendê-las!Pois só quem ama pode ter ouvido

Capaz de ouvir e de entender estrelas.”Olavo Bilac, Via Láctea, Soneto XIII

ESTRELAS

• São objetos que vivem no tênue equilíbrio entre a força gravitacional que as tenta implodir e a força nuclear que as tenta explodir.

O touro e a sucuri, Diocleciano de Oliveira

O NASCIMENTO DA ESTRELA

http://www.research.gov/research-portal/appmanager/base/desktop;jsessionid=vGhvRsyFN8VmSx272yDgRWPZD62GwnyRQQQGdfR5nFkFSRMv3nhX!895071288!958080725?_nfpb=true&_windowLabel=researchAreas_11&_urlType=action&researchAreas_11_action=selectAwardDetail&researchAreas_11_id=%2FresearchGov%2FAwardHighlight%2FPublicAffairs%2F23436_WitnessingtheBirthofNewStars.html

O NASCIMENTO DA ESTRELA

• Inicialmente formada numa nuvem tênue de matéria.• 16 átomos de H para cada átomo de He.

http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-star-born

O NASCIMENTO DA ESTRELA

• Inicialmente formada numa nuvem tênue de matéria.• 16 átomos de H para cada átomo de He.

• Ambiente frio: centenas de Kelvin.

http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-star-born

O NASCIMENTO DA ESTRELA

• Inicialmente formada numa nuvem tênue de matéria.• 16 átomos de H para cada átomo de He.

• Ambiente frio: centenas de Kelvin.• Instabilidades fazem algumas regiõesserem mais densas do que outras.

http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-star-born

O NASCIMENTO DA ESTRELA

• Inicialmente formada numa nuvem tênue de matéria.• 16 átomos de H para cada átomo de He.

• Ambiente frio: centenas de Kelvin.• Instabilidades fazem algumas regiõesserem mais densas do que outras.• Início do colapso gravitacional.

http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-star-born

O NASCIMENTO DA ESTRELA

• Inicialmente formada numa nuvem tênue de matéria.• 16 átomos de H para cada átomo de He.

• Ambiente frio: centenas de Kelvin.• Instabilidades fazem algumas regiõesserem mais densas do que outras.• Início do colapso gravitacional.

• Deve haver uma massa crítica.

http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-star-born

O NASCIMENTO DA ESTRELA

• Inicialmente formada numa nuvem tênue de matéria.• 16 átomos de H para cada átomo de He.

• Ambiente frio: centenas de Kelvin.• Instabilidades fazem algumas regiõesserem mais densas do que outras.• Início do colapso gravitacional.

• Deve haver uma massa crítica.• Aumenta a energia gravitacionale, conseqüentemente a temperatura.

http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-star-born

O NASCIMENTO DA ESTRELA

• Inicialmente formada numa nuvem tênue de matéria.• 16 átomos de H para cada átomo de He.

• Ambiente frio: centenas de Kelvin.• Instabilidades fazem algumas regiõesserem mais densas do que outras.• Início do colapso gravitacional.

• Deve haver uma massa crítica.• Aumenta a energia gravitacionale, conseqüentemente a temperatura.• Começa a fusão nuclear do H em He.

http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-star-born

ORDENS DE GRANDEZA ENVOLVIDAS

• Massa do Sol: 1,99 x 1030 kg.• Massa da Terra: 5,97 x 1024 kg.

ORDENS DE GRANDEZA ENVOLVIDAS

• Massa do Sol: 1,99 x 1030 kg.• Massa da Terra: 5,97 x 1024 kg.• Raio do Sol: 6,96 x 108 m.• Raio da Terra: 6,3 x 106 m.

ORDENS DE GRANDEZA ENVOLVIDAS

• Massa do Sol: 1,99 x 1030 kg.• Massa da Terra: 5,97 x 1024 kg.• Raio do Sol: 6,96 x 108 m.• Raio da Terra: 6,3 x 106 m.• Luminosidade do sol: 3,839 x 1026 W.

Luminosidade = energia/tempo emitida pela estrela

A EVOLUÇÃO ESTELAR

https://www.mtholyoke.edu/courses/mdyar/ast100/HW/hw3_JL.html

A EVOLUÇÃO ESTELAR

http://www.seasky.org/celestial-objects/stars.html

A EVOLUÇÃO DO SOL

• É o paradigma para a evolução de estrelas com massas entre 0,3 e 8 massas solares.

http://en.wikipedia.org/wiki/Sun

A EVOLUÇÃO DO SOL

• É o paradigma para a evolução de estrelas com massas entre 0,3 e 8 massas solares.• É uma estrela extremamente vulgar.

http://en.wikipedia.org/wiki/Sun

A EVOLUÇÃO DO SOL

• O sol é formado principalmente por Hidrogênio.

http://en.wikipedia.org/wiki/Sun

A EVOLUÇÃO DO SOL

• O sol é formado principalmente por Hidrogênio.• Pode ser formulado como um gás ideal na presença de

uma força gravitacional.

http://en.wikipedia.org/wiki/Sun

A EVOLUÇÃO DO SOL

• O sol é formado principalmente por Hidrogênio.• Pode ser formulado como um gás ideal na presença de

uma força gravitacional.• Fusão nuclear do H em He: Seqüência principal.• Dura bilhões de anos.

http://en.wikipedia.org/wiki/Sun

A EVOLUÇÃO DO SOL

• O sol é formado principalmente por Hidrogênio.• Pode ser formulado como um gás ideal na presença de

uma força gravitacional.• Fusão nuclear do H em He: Seqüência principal.• Dura bilhões de anos.• É um período de paz para a estrela: Seu raio e

luminosidade não se alteram.

http://en.wikipedia.org/wiki/Sun

A EVOLUÇÃO DO SOL

• O sol é formado principalmente por Hidrogênio.• Pode ser formulado como um gás ideal na presença de

uma força gravitacional.• Fusão nuclear do H em He: Seqüência principal.• Dura bilhões de anos.• É um período de paz para a estrela: Seu raio e

luminosidade não se alteram.• Esta reação libera muita energia!• Responsável pelo brilho do sol.

https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion

A EVOLUÇÃO DO SOL

• O sol é formado principalmente por Hidrogênio.• Pode ser formulado como um gás ideal na presença de

uma força gravitacional.• Fusão nuclear do H em He: Seqüência principal.• Dura bilhões de anos.• É um período de paz para a estrela: Seu raio e

luminosidade não se alteram.• Esta reação libera muita energia!• Responsável pelo brilho do sol.

https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion

41H  → 21H + 2He  +  2 e+  +  2 ν +  2 γ  +  26.8 MeV

A EVOLUÇÃO DO SOL

• O sol é formado principalmente por Hidrogênio.• Pode ser formulado como um gás ideal na presença de

uma força gravitacional.• Fusão nuclear do H em He: Seqüência principal.• Dura bilhões de anos.• É um período de paz para a estrela: Seu raio e

luminosidade não se alteram.• Esta reação libera muita energia!• Responsável pelo brilho do sol.

https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion

41H  → 21H + 2He  +  2 e+  +  2 ν +  2 γ  +  26.8 MeVMassa foi transformada em energia!!

E QUANDO O HIDROGÊNIO ACABAR?

“Que não seja imortal, posto que é chamaMas que seja infinito enquanto dure”

Vinícius de Moraes, Soneto de Fidelidade

E QUANDO O HIDROGÊNIO ACABAR?

“Que não seja imortal, posto que é chamaMas que seja infinito enquanto dure”

Vinícius de Moraes, Soneto de Fidelidade

• O núcleo passa a ser composto quase inteiramente por He.• A estrela passa a queimar Hidrogênio em suas camadas

superiores.

E QUANDO O HIDROGÊNIO ACABAR?

“Que não seja imortal, posto que é chamaMas que seja infinito enquanto dure”

Vinícius de Moraes, Soneto de Fidelidade

• O núcleo passa a ser composto quase inteiramente por He.• A estrela passa a queimar Hidrogênio em suas camadas

superiores. • O núcleo sofre contração gravitacional porém

suas camadas exteriores expandem.• Momento de instabilidade.

E QUANDO O HIDROGÊNIO ACABAR?

“Que não seja imortal, posto que é chamaMas que seja infinito enquanto dure”

Vinícius de Moraes, Soneto de Fidelidade

• O núcleo passa a ser composto quase inteiramente por He.• A estrela passa a queimar Hidrogênio em suas camadas

superiores. • O núcleo sofre contração gravitacional porém

suas camadas exteriores expandem.• Momento de instabilidade.

• Seu raio aumenta e sua temperatura diminui.

E QUANDO O HIDROGÊNIO ACABAR?

“Que não seja imortal, posto que é chamaMas que seja infinito enquanto dure”

Vinícius de Moraes, Soneto de Fidelidade

• O núcleo passa a ser composto quase inteiramente por He.• A estrela passa a queimar Hidrogênio em suas camadas

superiores. • O núcleo sofre contração gravitacional porém

suas camadas exteriores expandem.• Momento de instabilidade.

• Seu raio aumenta e sua temperatura diminui.• O núcleo contrai e esquenta. Começa a queimar Hélio em

Carbono e Oxigênio.

E QUANDO O HIDROGÊNIO ACABAR?

“Que não seja imortal, posto que é chamaMas que seja infinito enquanto dure”

Vinícius de Moraes, Soneto de Fidelidade

• O núcleo passa a ser composto quase inteiramente por He.• A estrela passa a queimar Hidrogênio em suas camadas

superiores. • O núcleo sofre contração gravitacional porém

suas camadas exteriores expandem.• Momento de instabilidade.

• Seu raio aumenta e sua temperatura diminui.• O núcleo contrai e esquenta. Começa a queimar Hélio em

Carbono e Oxigênio. Entramos na fase das…

GIGANTES VERMELHAS

GIGANTES VERMELHAS

http://www.physics.usyd.edu.au/~bedding/kepler/

GIGANTES VERMELHAS

https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l6_p2.html

GIGANTES VERMELHAS

http://www.space.com/18982-earth-destruction-last-surviving-organisms.html

E QUANDO O HÉLIO ACABAR?

• Núcleo composto majoritariamente por C e O.

E QUANDO O HÉLIO ACABAR?

• Núcleo composto majoritariamente por C e O.• A estrela continua queimando H e He nas camadas externas.

• O núcleo não consegue se opor ao colapso gravitacional pois não consegue utilizar C nem O em nenhuma reação nuclear que libere energia.

E QUANDO O HÉLIO ACABAR?

• Núcleo composto majoritariamente por C e O.• A estrela continua queimando H e He nas camadas externas.

• O núcleo não consegue se opor ao colapso gravitacional pois não consegue utilizar C nem O em nenhuma reação nuclear que libere energia.• Este período é, também, de instabilidade.• Seu raio começa a oscilar, e a cada oscilação ela deixa parte

de sua massa na forma de um gás ionizado.

E QUANDO O HÉLIO ACABAR?

• Núcleo composto majoritariamente por C e O.• A estrela continua queimando H e He nas camadas externas.

• O núcleo não consegue se opor ao colapso gravitacional pois não consegue utilizar C nem O em nenhuma reação nuclear que libere energia.• Este período é, também, de instabilidade.• Seu raio começa a oscilar, e a cada oscilação ela deixa parte

de sua massa na forma de um gás ionizado.• Este gás ionizado ejetado forma as nebulosas planetárias.

E QUANDO O HÉLIO ACABAR?

• Núcleo composto majoritariamente por C e O.• A estrela continua queimando H e He nas camadas externas.

• O núcleo não consegue se opor ao colapso gravitacional pois não consegue utilizar C nem O em nenhuma reação nuclear que libere energia.• Este período é, também, de instabilidade.• Seu raio começa a oscilar, e a cada oscilação ela deixa parte

de sua massa na forma de um gás ionizado.• Este gás ionizado ejetado forma as nebulosas planetárias.

• Saímos da etapa das gigantes vermelhas.

NEBULOSAS PLANETÁRIAS

NEBULOSAS PLANETÁRIAS

http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae

• Diâmetro da ordem de um ano luz!

NEBULOSAS PLANETÁRIAS

http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae

• Diâmetro da ordem de um ano luz!• Gás ionizado muito rarefeito (102 a 104 partículas/cm3)

NEBULOSAS PLANETÁRIAS

http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae

• Diâmetro da ordem de um ano luz!• Gás ionizado muito rarefeito (102 a 104 partículas/cm3)

• Na atmosfera terrestre temos 2,5 x 1019 partículas/cm3!

NEBULOSAS PLANETÁRIAS

http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae

• Diâmetro da ordem de um ano luz!• Gás ionizado muito rarefeito (102 a 104 partículas/cm3)

• Na atmosfera terrestre temos 2,5 x 1019 partículas/cm3!• As nebulosas são importantes para a formação de novas

estrelas.

NEBULOSAS PLANETÁRIAS

http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae

• Diâmetro da ordem de um ano luz!• Gás ionizado muito rarefeito (102 a 104 partículas/cm3)

• Na atmosfera terrestre temos 2,5 x 1019 partículas/cm3!• As nebulosas são importantes para a formação de novas

estrelas.• E quanto ao núcleo de carbono-oxigênio?

NEBULOSAS PLANETÁRIAS

http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae

• Diâmetro da ordem de um ano luz!• Gás ionizado muito rarefeito (102 a 104 partículas/cm3)

• Na atmosfera terrestre temos 2,5 x 1019 partículas/cm3!• As nebulosas são importantes para a formação de novas

estrelas.• E quanto ao núcleo de carbono-oxigênio?

Entramos na fase das anãs brancas!!

ANÃS BRANCAS

ANÃS BRANCAS

http://www.nasa.gov/centers/goddard/images/content/207358main_whitedwarf_20080102_HI1.jpg

ANÃS BRANCAS

• Foram observadas com m entre 0,17msol e 1,33 msol.• Em tais estrelas é impossível a temperatura chegar ao ponto

de queimar Carbono em Neônio.

ANÃS BRANCAS

• Foram observadas com m entre 0,17msol e 1,33 msol.• Em tais estrelas é impossível a temperatura chegar ao ponto

de queimar Carbono em Neônio.• A maioria tem massa 0,6 msol.

ANÃS BRANCAS

• Foram observadas com m entre 0,17msol e 1,33 msol.• Em tais estrelas é impossível a temperatura chegar ao ponto

de queimar Carbono em Neônio.• A maioria tem massa 0,6 msol.

• Porém, possuem raios comparáveis ao da Terra.• Elevadíssimas densidades: 106 g/cm3!• Comparável a concetrarmos toda a torre Eiffel em um cubo

de 3 cm3!

ANÃS BRANCAS

• Foram observadas com m entre 0,17msol e 1,33 msol.• Em tais estrelas é impossível a temperatura chegar ao ponto

de queimar Carbono em Neônio.• A maioria tem massa 0,6 msol.

• Porém, possuem raios comparáveis ao da Terra.• Elevadíssimas densidades: 106 g/cm3!• Comparável a concetrarmos toda a torre Eiffel em um cubo

de 3 cm3!• Elevadas temperaturas inicialmente.• Espectro branco.

ANÃS BRANCAS

• Foram observadas com m entre 0,17msol e 1,33 msol.• Em tais estrelas é impossível a temperatura chegar ao ponto

de queimar Carbono em Neônio.• A maioria tem massa 0,6 msol.

• Porém, possuem raios comparáveis ao da Terra.• Elevadíssimas densidades: 106 g/cm3!• Comparável a concetrarmos toda a torre Eiffel em um cubo

de 3 cm3!• Elevadas temperaturas inicialmente.• Espectro branco.

• Devido ao seu pequeno raio é difícil observá-las.• Pequena luminosidade aparente.

ANÃS BRANCAS

• Se elas não têm combustível nuclear, como se estabilizam?

ANÃS BRANCAS

• Se elas não têm combustível nuclear, como se estabilizam?• A elevadas temperaturas e densidades os elétrons são

completamente independentes do núcleo.

ANÃS BRANCAS

• Se elas não têm combustível nuclear, como se estabilizam?• A elevadas temperaturas e densidades os elétrons são

completamente independentes do núcleo.• Porém, a distância entre os elétrons não é maior do que o

comprimento de onda quântico dos elétrons (2,4 x 10-12 m).

ANÃS BRANCAS

• Se elas não têm combustível nuclear, como se estabilizam?• A elevadas temperaturas e densidades os elétrons são

completamente independentes do núcleo.• Porém, a distância entre os elétrons não é maior do que o

comprimento de onda quântico dos elétrons (2,4 x 10-12 m).• Efeitos quânticos devem ser considerados.

ANÃS BRANCAS

• Se elas não têm combustível nuclear, como se estabilizam?• A elevadas temperaturas e densidades os elétrons são

completamente independentes do núcleo.• Porém, a distância entre os elétrons não é maior do que o

comprimento de onda quântico dos elétrons (2,4 x 10-12 m).• Efeitos quânticos devem ser considerados.• Princípio de Pauli:• Dois elétrons não podem estar simultâneamente no mesmo

estado quântico.

ANÃS BRANCAS

• Dois elétrons não podem estar simultâneamente no mesmo estado quântico.

HOTEL ELETRÔNICO

OCUPADO

ANÃS BRANCAS

• O segundo elétron não pode estar no mesmo estado que o primeiro:

HOTEL ELETRÔNICO

OCUPADO OCUPADO

ANÃS BRANCAS

• E assim por diante…

HOTEL ELETRÔNICO

OCUPADOOCUPADO OCUPADO

ANÃS BRANCAS

• E assim por diante…

HOTEL ELETRÔNICO

OCUPADO OCUPADOOCUPADO OCUPADOOCUPADO OCUPADOOCUPADO OCUPADOOCUPADO OCUPADO

ANÃS BRANCAS

• Devido a este efeito, a estrela pode ser bem compacta.• Os elétrons conseguem suportar grandes pressões pois não

podem ficar em um estado já ocupado.

ANÃS BRANCAS

• Devido a este efeito, a estrela pode ser bem compacta.• Os elétrons conseguem suportar grandes pressões pois não

podem ficar em um estado já ocupado. • Fica cada vez mais difícil de se ocupar um estado novo

(pressão de degenerescência eletrônica).

ANÃS BRANCAS

• Devido a este efeito, a estrela pode ser bem compacta.• Os elétrons conseguem suportar grandes pressões pois não

podem ficar em um estado já ocupado. • Fica cada vez mais difícil de se ocupar um estado novo

(pressão de degenerescência eletrônica).• Há uma quantidade máxima de massa que pode ficar em

equilíbrio (Limite de Chandrasekhar): Mchandrasekhar=1,4Msol.

ANÃS BRANCAS

• Devido a este efeito, a estrela pode ser bem compacta.• Os elétrons conseguem suportar grandes pressões pois não

podem ficar em um estado já ocupado. • Fica cada vez mais difícil de se ocupar um estado novo

(pressão de degenerescência eletrônica).• Há uma quantidade máxima de massa que pode ficar em

equilíbrio (Limite de Chandrasekhar): Mchandrasekhar=1,4Msol.• Caso a anã branca tenha mais do que isso, o colapso

gravitacional vence e a estrela segue o seu rumo…

ANÃS BRANCAS

• Devido a este efeito, a estrela pode ser bem compacta.• Os elétrons conseguem suportar grandes pressões pois não

podem ficar em um estado já ocupado. • Fica cada vez mais difícil de se ocupar um estado novo

(pressão de degenerescência eletrônica).• Há uma quantidade máxima de massa que pode ficar em

equilíbrio (Limite de Chandrasekhar): Mchandrasekhar=1,4Msol.• Caso a anã branca tenha mais do que isso, o colapso

gravitacional vence e a estrela segue o seu rumo… Voltaremos a isso mais tarde.

ANÃS BRANCAS

• Devido a este efeito, a estrela pode ser bem compacta.• Os elétrons conseguem suportar grandes pressões pois não

podem ficar em um estado já ocupado. • Fica cada vez mais difícil de se ocupar um estado novo

(pressão de degenerescência eletrônica).• Há uma quantidade máxima de massa que pode ficar em

equilíbrio (Limite de Chandrasekhar): Mchandrasekhar=1,4Msol.• Caso a anã branca tenha mais do que isso, o colapso

gravitacional vence e a estrela segue o seu rumo… Voltaremos a isso mais tarde.

• Mas se não há geração de energia o que acontece com a anã branca?

ANÃS MARRONS

• Como não há geração de energia, as anãs brancas perdem calor continuamente.

ANÃS MARRONS

• Como não há geração de energia, as anãs brancas perdem calor continuamente.• Elas se tornam perfeitos cristais de diamante bem

frios.

ANÃS MARRONS

• Como não há geração de energia, as anãs brancas perdem calor continuamente.• Elas se tornam perfeitos cristais de diamante bem

frios. • São as chamadas anãs marrons.

ANÃS MARRONS

• Como não há geração de energia, as anãs brancas perdem calor continuamente.• Elas se tornam perfeitos cristais de diamante bem

frios. • São as chamadas anãs marrons.

• Um fim nada glorioso para o sol… • Transforma-se num diamante frio e sem vida, do raio da

Terra.

ANÃS MARRONS

• Como não há geração de energia, as anãs brancas perdem calor continuamente.• Elas se tornam perfeitos cristais de diamante bem

frios. • São as chamadas anãs marrons.

• Um fim nada glorioso para o sol… • Transforma-se num diamante frio e sem vida, do raio da

Terra.• Mas seu legado continua nas nebulosas planetárias –

berçarios de estrelas.

UM POSSÍVEL CATACLISMA

• Suponha um sistema binário com uma gigante vermelha e uma anã branca.

http://www.allposters.com/-sp/Zeta-Piscium-Is-a-Binary-Star-System-Consisting-of-a-Red-Giant-and-a-White-Dwarf-Posters_i8617380_.htm

UM POSSÍVEL CATACLISMA

• Suponha um sistema binário com uma gigante vermelha e uma anã branca. • Devido a atração gravitacional, a anã branca retiram matéria

da gigante vermelha.

UM POSSÍVEL CATACLISMA

• Suponha um sistema binário com uma gigante vermelha e uma anã branca. • Devido a atração gravitacional, a anã branca retiram matéria

da gigante vermelha.• Eventualmente, o limite de Chandrasekhar pode ser

ultrapassado!

UM POSSÍVEL CATACLISMA

• Suponha um sistema binário com uma gigante vermelha e uma anã branca. • Devido a atração gravitacional, a anã branca retiram matéria

da gigante vermelha.• Eventualmente, o limite de Chandrasekhar pode ser

ultrapassado!• Qual o resultado disto?

UM POSSÍVEL CATACLISMA

AS NOVAS

• Resultado: Surgimento das estrelas novas.

http://www.space.com/2644-mystery-explosive-star-solved.html

AS NOVAS

• Resultado: Surgimento das estrelas novas.• Explosão termonuclear na superfície.

http://www.space.com/2644-mystery-explosive-star-solved.html

AS NOVAS

• Resultado: Surgimento das estrelas novas.• Explosão termonuclear na superfície. • Luminosidade extremamente grande.• Em 1975, uma nova brilhou como um milhão de sóis por três

dias!

http://www.space.com/2644-mystery-explosive-star-solved.html

AS NOVAS

• Resultado: Surgimento das estrelas novas.• Explosão termonuclear na superfície. • Luminosidade extremamente grande.• Em 1975, uma nova brilhou como um milhão de sóis por três

dias!

• Tudo o que dissemos atéagora vale para estrelasmodestas sem muita massa.

http://www.space.com/2644-mystery-explosive-star-solved.html

AS NOVAS

• Resultado: Surgimento das estrelas novas.• Explosão termonuclear na superfície. • Luminosidade extremamente grande.• Em 1975, uma nova brilhou como um milhão de sóis por três

dias!

• Tudo o que dissemos atéagora vale para estrelasmodestas sem muita massa.• Vejamos o que muda paramassas grandes!

http://www.space.com/2644-mystery-explosive-star-solved.html

EVOLUÇÃO DE ESTRELAS MASSIVAS

• O que diremos agora vale para estrelas com massa maior do que 8 massas solares.

EVOLUÇÃO DE ESTRELAS MASSIVAS

• O que diremos agora vale para estrelas com massa maior do que 8 massas solares.

EVOLUÇÃO DE ESTRELAS MASSIVAS

• As estrelas com maior massa duram menos tempo na seqüência principal.

EVOLUÇÃO DE ESTRELAS MASSIVAS

• As estrelas com maior massa duram menos tempo na seqüência principal.• Rapidamente queimam o Hidrogênio em Hélio.

EVOLUÇÃO DE ESTRELAS MASSIVAS

• As estrelas com maior massa duram menos tempo na seqüência principal.• Rapidamente queimam o Hidrogênio em Hélio.• Daí evoluem no diagrama paraas supergigantes!

AS ESTRELAS SUPERGIGANTES

• Há temperatura suficiente para transformar C em Ne e seguir queimando até Fe.

http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html

AS ESTRELAS SUPERGIGANTES

• Há temperatura suficiente para transformar C em Ne e seguir queimando até Fe.• Porém, a partir do Ferro a reação nuclear não gera mais

energia…

http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html

AS ESTRELAS SUPERGIGANTES

• Há temperatura suficiente para transformar C em Ne e seguir queimando até Fe.• Porém, a partir do Ferro a reação nuclear não gera mais

energia…• Quando se parade gerar energia termo-nuclear algo de muitoruim vai acontecer…

http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html

AS SUPERNOVAS

O SURGIMENTO DA SUPERNOVA

• A força gravitacional contrai o núcleo sem que os forças nucleares consigam a equilibrar.

O SURGIMENTO DA SUPERNOVA

• A força gravitacional contrai o núcleo sem que os forças nucleares consigam a equilibrar.• Neste momento o núcleo é formado por Ferro e por

elétrons degenerados.

O SURGIMENTO DA SUPERNOVA

• A força gravitacional contrai o núcleo sem que os forças nucleares consigam a equilibrar.• Neste momento o núcleo é formado por Ferro e por

elétrons degenerados.• O núcleo possui mais do que 1,4 massas solares.

O SURGIMENTO DA SUPERNOVA

• A força gravitacional contrai o núcleo sem que os forças nucleares consigam a equilibrar.• Neste momento o núcleo é formado por Ferro e por elétrons

degenerados.• O núcleo possui mais do que 1,4 massas solares.

• Os fótons começam a destruir os átomos de Ferro, os reduzindo a Hélio novamente! (Fotodesintegração!)

O SURGIMENTO DA SUPERNOVA

• A força gravitacional contrai o núcleo sem que os forças nucleares consigam a equilibrar.• Neste momento o núcleo é formado por Ferro e por elétrons

degenerados.• O núcleo possui mais do que 1,4 massas solares.

• Os fótons começam a destruir os átomos de Ferro, os reduzindo a Hélio novamente! (Fotodesintegração!)• Esta reação absorve energia. O colapso torna-se mais

iminente e a temperatura aumenta.

O SURGIMENTO DA SUPERNOVA

• A força gravitacional contrai o núcleo sem que os forças nucleares consigam a equilibrar.• Neste momento o núcleo é formado por Ferro e por elétrons

degenerados.• O núcleo possui mais do que 1,4 massas solares.

• Os fótons começam a destruir os átomos de Ferro, os reduzindo a Hélio novamente! (Fotodesintegração!)• Esta reação absorve energia. O colapso torna-se mais

iminente e a temperatura aumenta.• O núcleo de Hélio são desintegrados em prótons,

nêutrons e elétrons: ocorre a neutralização.• p+e- → n+νe

O SURGIMENTO DA SUPERNOVA

• Agora, o núcleo é formado principalmente por nêutrons, que aguentam mais pressão do que os elétrons.

O SURGIMENTO DA SUPERNOVA

• Agora, o núcleo é formado principalmente por nêutrons, que aguentam mais pressão do que os elétrons.• Quando a matéria se torna tão densa quanto o

núcleo (1014 g/cm3) ela se torna incompressível.

O SURGIMENTO DA SUPERNOVA

• Agora, o núcleo é formado principalmente por nêutrons, que aguentam mais pressão do que os elétrons.• Quando a matéria se torna tão densa quanto o

núcleo (1014 g/cm3) ela se torna incompressível.• Porém, as camadas superiores estão em contração com

velocidades da ordem de 0,1 c.

O SURGIMENTO DA SUPERNOVA

• Agora, o núcleo é formado principalmente por nêutrons, que aguentam mais pressão do que os elétrons.• Quando a matéria se torna tão densa quanto o

núcleo (1014 g/cm3) ela se torna incompressível.• Porém, as camadas superiores estão em contração com

velocidades da ordem de 0,1 c.• Elas encontraram uma parede impenetravel, provocando

uma onda de choque e…

O SURGIMENTO DA SUPERNOVA

http://www.csm.ornl.gov/astro/

AS SUPERNOVAS

• Sua luminosidade torna-se bilhões de vezes maior do que a da supergigante que a formou.

http://jcconwell.wordpress.com/2009/07/24/top-10-ways-the-universe-could-kill-us/supernova/

AS SUPERNOVAS

• Sua luminosidade torna-se bilhões de vezes maior do que a da supergigante que a formou.• Pode durante dias brilhar mais do que uma galáxia inteira!

http://jcconwell.wordpress.com/2009/07/24/top-10-ways-the-universe-could-kill-us/supernova/

AS SUPERNOVAS

• Sua luminosidade torna-se bilhões de vezes maior do que a da supergigante que a formou.• Pode durante dias brilhar mais do que uma galáxia inteira!• A matéria ejetada tem um papel relevante na evolução de

galáxias, sendo um berçário de estrelas mais efetivo do que as nebulosas!

http://jcconwell.wordpress.com/2009/07/24/top-10-ways-the-universe-could-kill-us/supernova/

Nebulosa carangueijo:observada pelos chinesses em 1054!

AS SUPERNOVAS

• Sua luminosidade torna-se bilhões de vezes maior do que a da supergigante que a formou.• Pode durante dias brilhar mais do que uma galáxia inteira!• A matéria ejetada tem um papel relevante na evolução de

galáxias, sendo um berçário de estrelas mais efetivo do que as nebulosas!

http://jcconwell.wordpress.com/2009/07/24/top-10-ways-the-universe-could-kill-us/supernova/

Nebulosa carangueijo:observada pelos chinesses em 1054!

E o núcleo que sobrou, qual seu destino?

ESTRELAS DE NÊUTRONS

ESTRELAS DE NÊUTRONS

• O núcleo que sobra é composta por nêutrons extremamente quente (1010 K!).

ESTRELAS DE NÊUTRONS

• O núcleo que sobra é composta por nêutrons extremamente quente (1010 K!).• Em 100 anos a temperatura já cai para 108 K , os nêutrons

rapidamente atingem o estado degenerado como os elétrons. A contração pode atingir uma situação de equilíbrio.

ESTRELAS DE NÊUTRONS

• O núcleo que sobra é composta por nêutrons extremamente quente (1010 K!).• Em 100 anos a temperatura já cai para 108 K , os nêutrons

rapidamente atingem o estado degenerado como os elétrons. A contração pode atingir uma situação de equilíbrio.• Este é o efeito Urca!

ESTRELAS DE NÊUTRONS

• O núcleo que sobra é composta por nêutrons extremamente quente (1010 K!).• Em 100 anos a temperatura já cai para 108 K , os nêutrons

rapidamente atingem o estado degenerado como os elétrons. A contração pode atingir uma situação de equilíbrio.• Este é o efeito Urca! Os neutrinos “roubam” a energia das

estrelas de nêutrons mais rápido do que os apostadores perdiam dinheiro no cassino da Urca.

George Gamow Mário Schemberg

ESTRELAS DE NÊUTRONS

http://www.physics.montana.edu/people/facdetail.asp?id_PersonDetails=15

ESTRELAS DE NÊUTRONS

• Massas da ordem da massa do sol e raios da ordem de 10 km!!!

ESTRELAS DE NÊUTRONS

• Massas da ordem da massa do sol e raios da ordem de 10 km!!!• Além da mecânica quântica a relatividade geral deve ser

levada em consideração, já que há uma curvatura significativa do espaço-tempo.

http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5356910.stm

PULSARES

• Astronomicamente as estrelas de nêutrons se apresentam sob a forma de pulsares.

http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/images/neu_star.jpg

PULSARES

• Astronomicamente as estrelas de nêutrons se apresentam sob a forma de pulsares.• O campo magnético é tão intenso que os elétrons só

conseguem escapar próximo aos polos.

http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/images/neu_star.jpg

PULSARES

• Astronomicamente as estrelas de nêutrons se apresentam sob a forma de pulsares.• O campo magnético é tão intenso que os elétrons só

conseguem escapar próximo aos polos.

http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/images/neu_star.jpg

• Os sinais de rádio têm um período muito preciso.

BURACOS NEGROS

Se a massa da estrela for pelo menos três vezes maior do que a do sol, não há chance de equilíbrio!

BURACOS NEGROS

Se a massa da estrela for pelo menos três vezes maior do que a do sol, não há chance de equilíbrio!

A gravidade triunfará!

BURACOS NEGROS

• Qual deveria ser o raio de uma estrela com uma dada massa para que nem a luz consiga escapar de seu campo gravitacional?

Vescape2=c2=GM/R => GM/c2R=1 (Buraco Negro)

http://www.amnh.org/education/resources/rfl/web/essaybooks/cosmic/cs_michell.html

BURACOS NEGROS

• Nestes casos, a deformação no espaço-tempo é intensa e precisamos usar a relatividade geral.

http://ffden-2.phys.uaf.edu/211_fall2010.web.dir/Sean_Lemley/Schwarzschild%20Radius%20-%20Home.html

BURACOS NEGROS

• Nestes casos, a deformação no espaço-tempo é intensa e precisamos usar a relatividade geral.• Curiosamente, o raio crítico para criarmos o buraco negro

é o mesmo que nos forneceu o cálculo newtoniano.

http://ffden-2.phys.uaf.edu/211_fall2010.web.dir/Sean_Lemley/Schwarzschild%20Radius%20-%20Home.html

BURACOS NEGROS

• Nestes casos, a deformação no espaço-tempo é intensa e precisamos usar a relatividade geral.• Curiosamente, o raio crítico para criarmos o buraco negro

é o mesmo que nos forneceu o cálculo newtoniano.• É o chamado raio de Schwarzschild.

http://ffden-2.phys.uaf.edu/211_fall2010.web.dir/Sean_Lemley/Schwarzschild%20Radius%20-%20Home.htmlhttp://scienceblogs.com/startswithabang/2012/05/10/why-youll-

never-escape-from-a/

BURACOS NEGROS – UM CAMINHO DE UMA SÓ VIA

• Não temos acesso a todo oespaço-tempo!

http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/schwarzschild.html

BURACOS NEGROS – UM CAMINHO DE UMA SÓ VIA

• Não temos acesso a todo oespaço-tempo!• Surge um horizonte de eventos.

http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/schwarzschild.html

BURACOS NEGROS – UM CAMINHO DE UMA SÓ VIA

• Não temos acesso a todo oespaço-tempo!• Surge um horizonte de eventos.• Nada consegue atravessar ohorizonte de dentro para fora.

http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/schwarzschild.html

BURACOS NEGROS – UM CAMINHO DE UMA SÓ VIA

• Não temos acesso a todo oespaço-tempo!• Surge um horizonte de eventos.• Nada consegue atravessar ohorizonte de dentro para fora.

• No centro do buraco negrohá uma divergência na curva-tura.

http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/schwarzschild.html

BURACOS NEGROS – UM CAMINHO DE UMA SÓ VIA

• Não temos acesso a todo oespaço-tempo!• Surge um horizonte de eventos.• Nada consegue atravessar ohorizonte de dentro para fora.

• No centro do buraco negrohá uma divergência na curva-tura.• Conjectura da censura cósmica:• A singularidade nunca está nua.

http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/schwarzschild.html

BURACOS NEGROS ASTROFÍSICOS

• Buracos negros com algumas dezenas de massas solares:• Podem ser observados pelo comportamento de matéria

ao redor: Jatos de raio-x, disco de acreção…

http://spaceinimages.esa.int/Images/2013/02/Rapidly_rotating_black_hole_accreting_matter http://en.wikipedia.org/wiki/Active_galactic_nucleus

BURACOS NEGROS

• Esta não é a última palavra.

BURACOS NEGROS

• Esta não é a última palavra.• Os buracos negros não são nem eternos nem tão

negros! (Efeito Hawking)

BURACOS NEGROS

• Esta não é a última palavra.• Os buracos negros não são nem eternos nem tão

negros! (Efeito Hawking)• Para isto devemos considerar um primeiro passo

rumo à gravitação quântica.

BURACOS NEGROS

• Esta não é a última palavra.• Os buracos negros não são nem eternos nem tão

negros! (Efeito Hawking)• Para isto devemos considerar um primeiro passo

rumo à gravitação quântica.• Os buracos negros ainda não foram observados

diretamente, mas há fortes evidências de sua existência.

EPÍLOGO

Não há morte. O encontro de duas expansões, ou a expansão de duas formas, pode determinar a supressão de uma delas; mas, rigorosamente, não há morte, há vida, porque a supressão de uma é a condição da sobrevivência de outra, e a destruição não atinge o princípio universal e comum.

Ao vencido, ódio ou compaixão; ao vencedor, as batatas.

J. M. Machado de Assis, Quincas Borba