aula(março 21)
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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
Fases da formação e da vida de uma estrela
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
?????
Fases da formação e da vida de uma estrela
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.
Fases da formação e da vida de uma estrela
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)
Temperatura superficial (K)
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)
Temperatura superficial (K)
Sol
Evolução Estelar
Evolução de uma estrela de grande massa
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
Evolução de uma estrela de grande massa
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)
Evolução de uma estrela de grande massa
Supernova gera:
Nebulosas que geram:
Estrelas e os
Planetas metálicos e rochosos e a
VIDA (material)
Evolução Estelar
Evolução de uma estrela de grande massa
Restos de
supernovas
Evolução Estelar
Evolução de uma estrela de grande massa
Evolução Estelar
Massa do núcleo deixado para trás for 1,5 a 3 vezes maior que a do sol
Evolução de uma estrela de grande massa
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
Evolução de uma estrela de grande massa
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
Estrela de Nêutrons
Evolução Estelar
Massa do núcleo deixado para trás for maior que 3 vezes maior que a do sol
Evolução de uma estrela de grande massa
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
Estrela de Nêutrons
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
Como divertimo-nos com um buraco negro
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
Como divertimo-nos com um buraco negro
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