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- Supernovas - O fim de algumas estrelas Por: Evandro M. Ribeiro.

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3 - Supernovas - O fim de algumas estrelas Por: Evandro M. Ribeiro

4 Primeiras Observações 165 d.C – Um forte brilho é observado nas proximidades da estrela Alpha Centauri não se tem muitos registros sobre a magnitude desse objeto. Foi registrada por observadores Chineses no livro de Han como uma estrela convidada e é citada na literatura Romana, foi visível no céu noturno por 8 meses.

5 Primeiras Observações 1006 d.C – Dessa vez na constelação de Lobo um forte brilho observado e registrado por observadores na China, Egito, Iraque, Japão, Suíca e possivelmente na América do Norte. O Astrônomo e Astrólogo Egípcio Ali ibn Ridwan escreveu que o objeto tinha aproximadamente 2,5 ou 3 vezes o tamanho do disco de Vênus e mais ou menos um quarto do brilho da Lua. O mesmo é dito nos registros chineses, portanto acredita-se que não seja um exagero. Permaneceu visível durante o dia por algumas semanas e durante a noite por mais de 2 anos! É o objeto estelar mais brilhante observado pela humanidade até hoje.

6 Primeiras Observações 1054 d.C – Novamente observado por Chineses e Árabes esteve brilhante o suficiente para ser vista durante o dia por 23 dias e durante a noite por 653 dias (~ 1 ano, 9 meses e 18 dias), Existem evidências de que nativos norte americanos também tenham registrado o evento. Lua

7 Especulações Os registros dos Chineses sobre esses eventos são principalmente de caráter astrológico, no sentido de que aparição dessas novas estrelas eram sinais de boa sorte ou azar para o império. A principal hipótese científica sobre o assunto sugere que esses objetos estavam ligados ao nascimento de novas estrelas daí o nomesupernova para esses eventos. Mas afinal, como nasce uma estrela ?

8 Porque as estrelas brilham... Partícula Contração gravitacional Vem... Expansão térmica Vai... Se a massa da estrela fica entre 1% e 8% da massa do Sol a contração gravitacional é contida pela expansão térmica mas a estrela ainda não brilha, Quando a massa ultrapassa 0,08 massas solares a temperatura no núcleo é suficiente (10,000 K) para realizar fusão nuclear. Mas....

9 ... o que é fusão ? Fusão é o processo no qual as partículas que formam os átomos de determinado elemento se juntam formando um novo elemento, no caso das estrelas como o seu principal componente é o Hidrogênio ocorre a fusão de Hidrogênio se transformando em Hélio 4 Hidrogênios Esse processo libera energia suficiente para conter o colapso gravitacional e fazer o objeto brilhar.

10 Quando acaba o Hidrogênio Libera energia suficiente para expandir a estrela, fase de Gigantes Vermelhas

11 Gigantes Vermelhas

12 Nebulosas Planetárias

13 Nebulosa Planetaria - Animação

14 Anãs Brancas São objetos com aproximadamente a massa do Sol comprimida em uma esfera do tamanho aproximado da Terra. Pode chegar a uma temperatura efetiva de 150,000 K

15 Anãs Brancas Sírius B Anã Branca Sírius A ~2 vezes maior que o sol

16 Estrelas mais massivas Estrelas a partir de 10 massas solares quando acabam com o Hélio em seu interior começam a fundir elementos ainda mais pesados...

17 Enfim... Até que as fusões se tornam tão energéticas que a estrela explode violentamente liberando as camadas externas em velocidades autíssimas e o que sobra em seu núcleo se torna um objeto super compacto conhecido como estrela de nêutrons. +=+ Próton ElétronNêutrons Neutrino

18 Anã-Branca vs Estrela de Nêutrons Anã Branca – Uma colher de chá = 50 toneladas Estrela de Nêutrons – Uma colher de chá = 100 milhões de toneladas!

19 Ocorrência de Supernovas Ocorre aproximadamente uma Supernova a cada século na nossa galáxia, mas nem todas são visíveis, há relatos de apenas 3 no último milênio! As últimas foram em 1054, 1572 e Em 1987 ocorreu uma na Grande Nuvem de Magalhães.

20 Como se observa Supernovas? Telescópio Espacial Hubble:

21 Técnica do Hubble

22 Supernova Tipo I – Não Possui linhas de hidrogênio no espectro Supernova Tipo II – Apresentam linhas de hidrogênio no espectro Classificação de Supernovas Tipo Ia – Regulares mas raras, usadas como Velas-padrão Tipos Ib e Ic – Colapso de estrelas deficientes de Hidrogênio Colapso direto de estrelas massivas

23 SN Tipo 1ª Novas Provenientes de sistemas binários onde uma das estrelas é uma anã branca e a outra uma estrela da sequência principal ou gigante vermelha. Devido à grande regularidade do espectro são usadas para medir distâncias entre galáxias. Ocorre aproximadamente 1 a cada 400 anos por galáxia.

24 Nova - Animação

25 SN Tipo 2 Após a queima do Hidrogênio e do Hélio, a estrela passa a fundir Carbono e outros elementos rapidamente, depois do ferro os elementos entram em combustão e são expelidos a altíssimas velocidades. Mais comum do que os outros tipos de Supernovas.

26 SN Tipo 1b e 1c

27 Modelo Casca-de-Cebola

28 Espectros – Tipos 1 e 2

29 SN 1054 A Nebulosa do Caranguejo ou M1 na constelação de Touro é um dos remanescentes de supernova mais estudados hoje em dia, distante de nós cerca de 6300 anos-luz é um dos mais próximos objetos desse tipo, descoberto por John Bevis em 1731 e catalogado por Messier em Possui algumas características interessantes

30 Coração Pulsante Em 1967 Jocelyn Bell aluna da graduação em astronomia da Universidade de Cambridge, Inglaterra, detectou na constelação de Touro uma fonte periódica de Raios-X com uma precisão impressionante que pulsava 33 vezes por segundo. Em seguida constataram que esse pulsar vinha do centro da nebulosa de Caranguejo

31 Pulsars O campo magnético de uma estrela de nêutrons chega a ser até 1 bilhão de vezer maior que o da Terra. Esse campo acelera as partículas em direção aos polos magnéticos da estrela que nem sempre é o polo de rotação. Essas partículas aceleradas emitem radiação do comprimento de ondas de Rádio e Raios-X e ás vezes Raios Gamma. Quando o polo magnético não coincide com o polo de rotação o objeto funciona como um farol.

32 Pulsar

33 Hipernovas

34 Energias Bomba de Hiroshima – 15 kilotons = ~6x10 20 ergs Bomba H (EUA) – 25 Megatons = ~10 24 ergs Novas (SN 1a) – ~ ergs Suprenovas – ~10 50 ergs Hipernovas – ~10 52 ergs

35 Contribuição das Supernovas

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37 Créditos Várias Imagens: Gigantes Azuis: lix.pt/ast_n.html Escalas: scala02.jpg Nebulosas Planetárias: Reciclagem estelar: Type 1a:http://scienceblogs.com/startswithabang/upload/2009/07/the_last_100_years_1998_and_th/picture- 16.pngAtomic Bomb:http://documentotupiniquim.com/wp- content/uploads/2008/05/bomba_atomica.jpgSupernovas:http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/ multimedia/photos html

38 Bibliografia Livros e Revistas: – University of Cambridge Atlas of Astronomy. – Revista Astronomy Brasil, Janeiro 2007 – Pág 58 a 61. – Revista Astronomy Brasil, Junho 2007 – Pág 26 a 33. Internet: – – ouse/labs/Propsn/propsn.html ouse/labs/Propsn/propsn.html – – converter/energy/calculator/megaton-%5BMton%5D-to- erg/ converter/energy/calculator/megaton-%5BMton%5D-to- erg/

39 Evolução Estelar


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