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

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Apresentação em tema: "A vida das estrelas Dr. Jim Lochner, NASA/GSFC. Brilha, briha, estrelinha..."— Transcrição da apresentação:

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

2 Brilha, briha, estrelinha...

3 Me surpreende o que és... As estrelas têm Diferentes cores  Que indicam diferentes temperaturas Tamanhos distintos Massas variadas Quanto maior é uma estrela, mais quente está e mais rapidamente está queimando sua vida.

4 Um armário estelar O Espaço está cheio da matéria com que se formam as estrelas.

5 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

6 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.

7 Fusão nuclear! A 15 milhões de graus Celsius no centro da estrela, se produz a fusão 4 ( 1 H) --> 4 He + 2 e neutrinos + energia De onde vem a energia? Massa de quatro 1 H > Massa de um 4 He E = mc 2

8 Fusão e números 4 ( 1 H) --> 4 He + 2 e neutrinos + energia Massa de 4 1 H = 4 x u = u Massa de 1 4 He = u Diferença na massa = u = 4.84 x Kg. E =  mc 2 = (4.84 x Kg.)(3 x 10 8 m/s) 2 E = 4.4 x J

9 Quanta energia 4 ( 1 H) --> 4 He + 2 e neutrinos + energia Energia produzida = 25 MeV = 4 x Joules = 1 x Calorías Porém o Sol faz isso vezes/segundo ! O Sol tem H átomos para queimar!

10 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.

11 As estrelas novas não estão quietas Expusão de gás de um jovem sistema binário

12 Todos os tipos de estrelas Relembre - As estrelas possuem Diferentes cores que indicam diferentes temperaturas

13 Todos os tipos de estrelas Annie J Cannon ( ) 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 !

14 Revisão: o ciclo da vida Estrelas tipo solarEstrelas massivas

15 O princípio do fim: Gigantes vermelhas

16 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...

17 Mais fusão! A 100 milhões de graus Celsius, o hélio se funde: 3 ( 4 He) --> 12 C + energia (Se produzirá em uma etapa intermediária) (Só se produzem 7.3 MeV) A energia sustenta as camadas exteriores expandidas da gigante vermelha

18 O fim das estrelas do tipo solar Nebulosas planetárias Depois que o hélio se consome, as camadas exteriores da estrela são expulsas

19 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.

20 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.  12 C + 12 C --> 24 Mg OU 12 C + 4 H --> 16 O Através de uma combinação de processos, se formam sucessivamente elementos mais pesados e se queimam.

21 Tabla periódica 16 O + 16 O 32 S + energia 4 He + 16 O 20 Ne + energia Elementos leves Elementos pesados 4 ( 1 H) 4 He + energia 3( 4 He) 12 C + energia 12 C + 12 C 24 Mg + energia 4 He + 12 C 16 O + energia 28 Si + 7 (4 He) 56 Ni + energia 56 FeC-N-O Ciclo

22 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.

23 Supernova!

24 Remanescentes de supernovas: SN1987A ab cd a) Óptico - Fev 2000 Material expulso da estrela milhares de anos antes da SN b) Rádio - Set 1999 c) Raios X - Out 1999 d) Raios X - Jan 2000 A onda de choque da SN esquentando o gás

25 Remanescentes de supernovas: Cas A ÓpticoRaios X

26 Elementos da Supernova Toda a energia dos raios-X Silício Cálcio Ferro

27 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.

28 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.

29 Buracos negros – Close-up Jato (nem sempre presente) Disco de Crescimento Ocorrência de horizonte Singularidade (profundidade no centro)

30 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

31 O que nos leva de novo a... Tradução: Paulo Marcelo Pontes Correio eletrônico:


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