Introdução à Relatividade

Apresentação em tema: "Introdução à Relatividade"— Transcrição da apresentação:

1 Introdução à Relatividade
estrelas Espaço Alexandria Carlos Zarro Reinaldo de Melo e Souza

2 convite e motivação Olavo Bilac, Via Láctea, Soneto XIII
“Ora (direis) ouvir estrelas! Certo Perdeste o senso!” E eu vos direi, no entanto, Que, para ouvi-las, muita vez desperto E abro as janelas, pálido de espanto... E conversamos toda a noite, enquanto A 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

3 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

4 o nascimento da estrela

5 o nascimento da estrela
Inicialmente formada numa nuvem tênue de matéria. 16 átomos de H para cada átomo de He.

6 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.

7 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 regiões serem mais densas do que outras.

8 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 regiões serem mais densas do que outras. Início do colapso gravitacional.

9 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 regiões serem mais densas do que outras. Início do colapso gravitacional. Deve haver uma massa crítica.

10 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 regiões serem mais densas do que outras. Início do colapso gravitacional. Deve haver uma massa crítica. Aumenta a energia gravitacional e, conseqüentemente a temperatura.

11 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 regiões serem mais densas do que outras. Início do colapso gravitacional. Deve haver uma massa crítica. Aumenta a energia gravitacional e, conseqüentemente a temperatura. Começa a fusão nuclear do H em He.

12 ordens de grandeza envolvidas
Massa do Sol: 1,99 x 1030 kg. Massa da Terra: 5,97 x 1024 kg.

13 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.

14 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

15 A evolução estelar

16 A evolução estelar

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

18 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.

19 a evolução do sol O sol é formado principalmente por Hidrogênio.

20 a evolução do sol O sol é formado principalmente por Hidrogênio.
Pode ser formulado como um gás ideal na presença de uma força gravitacional.

21 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.

22 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.

23 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.

24 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. 41H  → 21H + 2He  +  2 e+  +  2 ν +  2 γ  +  26.8 MeV

25 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. 41H  → 21H + 2He  +  2 e+  +  2 ν +  2 γ  +  26.8 MeV Massa foi transformada em energia!!

26 e quando o hidrogênio acabar?
“Que não seja imortal, posto que é chama Mas que seja infinito enquanto dure” Vinícius de Moraes, Soneto de Fidelidade

27 e quando o hidrogênio acabar?
“Que não seja imortal, posto que é chama Mas 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.

28 e quando o hidrogênio acabar?
“Que não seja imortal, posto que é chama Mas 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.

29 e quando o hidrogênio acabar?
“Que não seja imortal, posto que é chama Mas 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.

30 e quando o hidrogênio acabar?
“Que não seja imortal, posto que é chama Mas 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.

31 e quando o hidrogênio acabar?
“Que não seja imortal, posto que é chama Mas 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…

32 gigantes vermelhas

33 gigantes vermelhas

34 gigantes vermelhas

35 gigantes vermelhas

36 e quando o hélio acabar? Núcleo composto majoritariamente por C e O.

37 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.

38 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.

39 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.

40 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.

41 nebulosas planetárias

42 nebulosas planetárias
Diâmetro da ordem de um ano luz!

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

44 nebulosas planetárias
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!

45 nebulosas planetárias
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.

46 nebulosas planetárias
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?

47 nebulosas planetárias
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!!

48 anãs brancas

49 anãs brancas

50 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.

51 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.

52 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!

53 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.

54 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.

55 anãs brancas Se elas não têm combustível nuclear, como se estabilizam?

56 anãs brancas Se elas não têm combustível nuclear, como se estabilizam?
A elevadas temperaturas e densidades os elétrons são completamente independentes do núcleo.

57 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 m).

58 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 m). Efeitos quânticos devem ser considerados.

59 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 m). Efeitos quânticos devem ser considerados. Princípio de Pauli: Dois elétrons não podem estar simultâneamente no mesmo estado quântico.

60 anãs brancas Dois elétrons não podem estar simultâneamente no mesmo estado quântico. HOTEL ELETRÔNICO OCUPADO

61 anãs brancas O segundo elétron não pode estar no mesmo estado que o primeiro: HOTEL ELETRÔNICO OCUPADO

62 anãs brancas E assim por diante… HOTEL ELETRÔNICO OCUPADO

63 anãs brancas E assim por diante… HOTEL ELETRÔNICO OCUPADO

64 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.

65 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).

66 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.

67 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…

68 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.

69 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?

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

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

72 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.

73 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.

74 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.

75 Um possível cataclisma
Suponha um sistema binário com uma gigante vermelha e uma anã branca.

76 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.

77 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!

78 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?

79 Um possível cataclisma

80 as novas Resultado: Surgimento das estrelas novas.

81 as novas Resultado: Surgimento das estrelas novas.
Explosão termonuclear na superfície.

82 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!

83 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 até agora vale para estrelas modestas sem muita massa.

84 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 até agora vale para estrelas modestas sem muita massa. Vejamos o que muda para massas grandes!

85 evolução de estrelas massivas
O que diremos agora vale para estrelas com massa maior do que 8 massas solares.

86 evolução de estrelas massivas
O que diremos agora vale para estrelas com massa maior do que 8 massas solares.

87 evolução de estrelas massivas
As estrelas com maior massa duram menos tempo na seqüência principal.

88 evolução de estrelas massivas
As estrelas com maior massa duram menos tempo na seqüência principal. Rapidamente queimam o Hidrogênio em Hélio.

89 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 para as supergigantes!

90 as estrelas supergigantes
Há temperatura suficiente para transformar C em Ne e seguir queimando até Fe.

91 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…

92 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 para de gerar energia termo- nuclear algo de muito ruim vai acontecer…

93 as supernovas

94 o surgimento da supernova
A força gravitacional contrai o núcleo sem que os forças nucleares consigam a equilibrar.

95 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.

96 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.

97 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!)

98 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.

99 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

100 o surgimento da supernova
Agora, o núcleo é formado principalmente por nêutrons, que aguentam mais pressão do que os elétrons.

101 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.

102 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.

103 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…

104 o surgimento da supernova

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

106 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!

107 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! Nebulosa carangueijo: observada pelos chinesses em 1054!

108 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! Nebulosa carangueijo: observada pelos chinesses em 1054! E o núcleo que sobrou, qual seu destino?

109 estrelas de nêutrons

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

111 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.

112 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!

113 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

114 estrelas de nêutrons

115 estrelas de nêutrons Massas da ordem da massa do sol e raios da ordem de 10 km!!!

116 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.

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

118 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.

119 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. Os sinais de rádio têm um período muito preciso.

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

121 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!

122 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)

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

124 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.

125 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.

126 buracos negros – um caminho de uma só via
Não temos acesso a todo o espaço-tempo!

127 buracos negros – um caminho de uma só via
Não temos acesso a todo o espaço-tempo! Surge um horizonte de eventos.

128 buracos negros – um caminho de uma só via
Não temos acesso a todo o espaço-tempo! Surge um horizonte de eventos. Nada consegue atravessar o horizonte de dentro para fora.

129 buracos negros – um caminho de uma só via
Não temos acesso a todo o espaço-tempo! Surge um horizonte de eventos. Nada consegue atravessar o horizonte de dentro para fora. No centro do buraco negro há uma divergência na curva- tura.

130 buracos negros – um caminho de uma só via
Não temos acesso a todo o espaço-tempo! Surge um horizonte de eventos. Nada consegue atravessar o horizonte de dentro para fora. No centro do buraco negro há uma divergência na curva- tura. Conjectura da censura cósmica: A singularidade nunca está nua.

131 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…

132 buracos negros Esta não é a última palavra.

133 buracos negros Esta não é a última palavra.
Os buracos negros não são nem eternos nem tão negros! (Efeito Hawking)

134 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.

135 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.

136 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