A bertura do Setor de Astronomia - CDCC Observatório do CDCC USP - São Carlos A bertura do Setor de Astronomia - CDCC

Setor de Astronomia - CDCC Setor de Astronomia (OBSERVATÓRIO) (Centro de Divulgação da Astronomia - CDA) Centro de Divulgação Científica e Cultural - CDCC Universidade de São Paulo - USP http://www.cdcc.sc.usp.br/cda Endereço: Av. Trabalhador São-Carlense, n.400 Tel: 0-xx-16-273-9191 (Observatório) Tel: 0-xx-16-273-9772 (CDCC) e-mail: cda@cdcc.sc.usp.br Localização: Latitude: 22° 00' 39,5"S Longitude: 47° 53' 47,5"W

Sessão Astronomia

O Que é a Sessão Astronomia? As Sessões Astronomia são palestras proferidas por monitores do Setor de Astronomia todos os sábados às 21h00. Iniciadas em 1992, foram criadas com o objetivo de falar sobre Astronomia ao nosso público em uma linguagem simples e acessível a todas as faixas etárias. Estas palestras se tornaram uma opção de diversão e informação para a comunidade local e também para visitantes de nossa cidade. Os temas abordados são os mais variados possíveis. O material multimidia contido aqui consiste numa opção áudiovisual complementar que o proferssor do Sistema de Ensino pode utilizar como auxílio a suas aulas. O conteúdo das Sessões Astronomia podem ser Acessos no seguinte endereço: http://www.cdcc.sc.usp.br/cda/sessao-astronomia/

Tema: Evolução estelar morte e vida no universo Por Adalberto Anderlini de Oliveira

Identificação do Tema: Título : Evolução Estelar Autor : Adalberto Anderlini de Oliveira Data da Apresentação: 17 de julho de 2004 Apresentador : Adalberto Anderlini de Oliveira Resumo: Esta palestra tem como propósito explicar de forma básica e suscinta o processo de evolução estelar. Para tanto, será utilizado o livro “Introdução à Estrutura e Evolução Estelar” de Walter J. Maciel. Convém ressaltar que, como define o próprio autor do livro: “O estudo da evolução estelar consiste essencialmente em compreender as variações da luminosidade e da temperatura superficial ao longo da vida das estrelas. Essa evolução é basicamente definida pela sua massa, sendo a composição química um segundo parâmetro. Em geral, consideramos a situação mais simples de estrelas isoladas, analisando a evolução de sistemas múltiplos a partir de modificações no caso inicial. Vale ressaltar que analisaremos a morte de estrelas que não fazem parte de sistemas binários ou múltiplos. Créditos imagem: Fonte:

LUZ Introdução O que são estrelas? São imensas bolas de gás, e o seu brilho indica que elas estão perdendo energia... Como estudá-las? LUZ

Conteúdo: Introdução Antes de pensarmos na evolução estelar, obviamente devemos saber o que é uma estrela. Bem, uma estrela, como o nosso próprio sol, nada mais é do que uma grande massa de gás geralmente em formato esférico pois é o menos energético (e a natureza tende a conservar energia). E como os cientistas devem estudá-las? Não é nada simples, muito de tecnologia se evoluiu devido à necessidade de se estudar as estrelas, uma vez que teorias científicas necessitam de evidências, e existem milhares de evidências no céu, esperando por uma teoria que as explique. E não é nada simples pelo seguinte motivo: imagine que um cientista maluco lhe coloque em um local desconhecido. Por exemplo, uma floresta de algum planeta estranho. Suponha que ele lhe diga que tem cinco minutos para tirar quantas fotos quiser dessa floresta, e depois desses míseros cinco minutos, você vai ter que compreender o que significa cada árvore, se ela evolui, se uma mais alta é mais nova ou mais velha… Pois bem, é isso que os cientistas fazem para entender o céu. As estrelas vivem bilhões e bilhões de anos e não é possível para um ser humano que vive cerca de 70 anos acompanhar a evolução de uma estrela. Mesmo que considerarmos a revolução de Galileu ao aplicar tão ampla e sabiamente os telescópios no estudo das estrelas, o tempo dele até nós não permite à raça humana verificar a transição de fases de uma estrela. Assim, aproveitamos que as estrelas estão em vários estágios de evolução, e através de técnicas como espectrografia estudamos a sua luz, deduzindo sua evolução. Sol sun.jpg. Disponível em: <http://www.southalabama.edu/physics/images/sun.jpg>. Acesso em: 15. julho. 2004. Cientista louco 254552_rt.jpg. Disponível em: <http://images.rottentomatoes.com/images/movie/allposters/mmph-e/254552_rt.jpg>. Acesso em: 15. julho. 2004. Ents ents_lrg.jpg. Disponível em: <http://mywebpage.netscape.com/Khallandra/ents_lrg.jpg>. Acesso em: 15. julho. 2004.

O que faz as estrelas evoluírem de maneira diferente? Introdução A MASSA!!! Por quê? Porque assim como nos seres humanos, elas transformam matéria em energia.

Conteúdo: Introdução Logo, se olharmos para algum aglomerado especial e verificarmos algumas diferenças de coloração, devemos ficar entrigados com o que vemos. O que existe de diferente nas estrelas para que elas possuam cores diferentes? A resposta é simples: a massa (considerando sabido o fato de que as estrelas fazem parte de um aglomerado aberto, e, portanto, não possuem diferença de idade que justifique a diferença na coloração). E, como sabemos desde meados do século XVIII, com Joule, Kelvin e outros cientistas, energias podem ser transformadas em outros tipos de energia. Assim, com a proposta de Einstein que E=m.c2, concluiu-se que o percentual de massa perdida durante o processo de fusão nuclear era convertida na energia luminosa que recebemos. caixinha de jóias ngc4755_aat.gif. Disponível em: <http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/9611/ngc4755_aat.gif>. Acesso em: 15. julho. 2004.

Introdução MORREM??? Se as estrelas têm massa, essa surgiu de algum lugar. Isso quer dizer que elas nascem? Introdução Sim, elas coletam essa massa de grandes nuvens… E digo mais: elas nascem, vivem e morrem! MORREM???

Conteúdo: Introdução Tendo massa, isso quer dizer que a estrela adquiriu massa de algum lugar? Sim, ou seja, a estrela de alguma forma foi formada, ou melhor, nasceu. É de se esperar, portanto, que ela evolua, chegando até a morrer de alguma forma. Hoje, sabemos que as estrelas mais pesadas evoluem de forma mais rápida, ou drástica, devido às suas reações explosivas. Assim, novamente de forma parecida com os seres humanos, as estrelas mais massivas possuem uma vida mais curta do que as menos massivas que sofrem processos mais suaves. Em contrapartida, protoestrelas muito leves nem conseguem atingir uma temperatura que as possibilite iniciar a fusão de hidrogênio, ou seja, sequer nascem. gord.gif. Disponível em: <http://mgpresentes.neomarkets>. Acesso em: 15. julho. 2004.

SupergiganteVermelha A vida de uma estrela Nebulosa Protoestrela Estrelas Gigante Vermelha Nebulosa Planetária Anã Branca Explosão Nova Estrela Nêutron Remanes. Supernova SupergiganteVermelha Explosão Supernova Buraco Negro Remanes. Supernova

Conteúdo: Resumo Uma evolução esquemática da vida estelar está representada nesse diagrama. Estudaremos ele mais detalhadamente com o passar dos diapositivos. Vale ressaltar que as cores de cada estágio estão representando as cores naturais mais frequentes desses respectivos estágios. Vale ressaltar, também, que esse não é o diagrama mais completo. É bom dizer também que, no esquema, o estágio definido como estrelas (multicolorido) refere-se às estrelas na sequência principal. Para uma visão mais detalhada sobre esse assunto, e para um melhor esquema de evolução recomenda-se pesquisar uma das bibliografias indicadas no final da apresentação.

Por que uma nuvem de gás se forma? Existindo massa, existe atração gravitacional O tempo para ocorrer a sua formação é totalmente incerto, dependendo de vários fatores...

Conteúdo: Por que uma nebulosa se forma? Numa galáxia podem existir várias regiões de formação, consideradas berçários de estrelas, que são as nuvens de gás e poeira. Essas nuvens são formadas por atração gravitacional do material interestelar originado no big bang ou na explosão de outras estrelas. Essa atração gravitacional é a mesma que nos mantém seguros na Terra, bem como nossa camada de ar essencial para a nossa exisência: a atmosfera. É interessante ressaltar o quão pouco intuitiva é essa força a distância, uma vez que estamos acostumados com forças como aquelas que exercemos ao empurrar uma mesa. Mas mais interessante ainda é compreender que na verdade, quando imaginamos que estamos tocando em alguma coisa para conseguir empurrá-la, nós não o estamos fazendo de verdade pois em um nível microscópico, nossos átomos e os do material empurrado se repelem fortemente, impedindo que nossas moléculas se toquem. Ou seja, quando cortamos algo com uma faca, as moléculas da lâmina vão repelindo as moléculas do material cortado, abrindo caminho entre eles. Posteriormente, naquelas nuvens, um processo de instabilidade gravitacional leva à contração da nuvem, até que as regiões centrais atinjam densidades e temperaturas suficientes para a ignição das reações nucleares. Com a instabilidade se propagando, ocorre a formação de um objeto colapsado; onde o colapso é essencialmente controlado pela gravidade.

Nuvem Molecular ou Nebulosa Gigante Nascimento Estelar Saco de carvão Nebulosa da águia © T. Credner & S. Kohle, AlltheSky.com T ~ -173º C R ~ 5 Anos-luz dens ~ 10-24 g/cm3 Tempo para formação é indefinido

Conteúdo: Nebulosas Exemplos de nebulosas que servirão de berçários para as estrelas. É interessante verificar o quão frias são essas regiões do espaço, bem como o raio que elas podem atingir e suas massas mais frequentes. saco de carvão coals-p.jpg.Disponível em: <http://www.allthesky.com/nebulae/preview/coals-p.jpg>.Acesso em 15 de julho de 2004 Nebulosa da águia destin_map.gif. Disponível em: <http://www.alltraveluk.com/Travel/images/destin_map.gif>. Acesso em: 14. maio. 2004.

Por que uma protoestrela se forma? O que desencadeia a contração? Onda de choque da explosão de uma supernova ou Nuvem aumenta a densidade ao ser perturbada pelos braços da galáxia Aquecimento e emissão no Infra-Vermelho

Conteúdo: Por que uma protoestrela se forma? Quando aquelas grandes nuvens de gás conhecidas como nebulosas são perturbadas por alguma razão (uma explosão em supernova ou a passagem de um braço de galáxia) a instabilidade gera momentos de caos na nuvem que se desespera buscando um formato de menor energia. Entretanto, a gravidade acaba atraindo o material da nebulosa para centros de massa em comum das moléculas ao redor, formando vários pontos de formação de estrela com massa aproximada de alguns sóis. A protoestrela ainda não possui temperatura suficiente para iniciar a fusão do Hidrogênio, entretanto, ao colapsar, energia potencial das moléculas é transformada em cinética; ou seja, aumenta a temperatura. Ela irradia em comprimentos de onda maiores, como o infravermelho. Galáxia, Protoestrela <http://www.formacion.pntic.mec.es/web_espiral/general_1/naturaleza_1/galaxia%20espiral.jpg >. Acesso em: 12. julho. 2004. nas1,nas2 e nas3.gif. Disponível em: <http://www.dei.isep.ipp.pt/~i950702/>. Acesso em: 12. julho. 2004. image2.gif. Disponível em: <http://www.iag.usp.br/geofisica/docentes/eder/estrelas/evolucao.html>. Acesso em: 12. julho. 2004.

Por que uma protoestrela se forma? Rotação Com o aquecimento, começa a emitir no visível Ainda não é uma estrela !!!

Conteúdo: Por que uma protoestrela se forma? É interessante notar que essas estrelas possuem um movimento de rotação intrínseco. Apesar de imcompreensível à primeira vista, estranho seria pensar que elas não possuem rotação, uma vez que existem tantas forças agindo sobre cada partícula, como por exemplo: a força gravitacional, a força magnética (gerada pelo movimento das próprias partículas) e a pressão térmica. É bom ressaltar, portanto, que essas estrelas possuem um campo magnético, assim como a Terra (o que parece natural, uma vez que a Terra foi formada pelo mesmo material que o Sol, como veremos). Com a rotação, as protoestrelas naturalmente adquirem um formato achatado, e os ventos protoestelares apresentam menos resistência nessa direção perpendicular ao disco, emitindo partículas por esses pólos. É natural verificar que a protoestrela vai colapsando, aumentando sua temperatura, e começando a emitir no visível. nas1,nas2 e nas3.gif. Disponível em: <http://www.dei.isep.ipp.pt/~i950702/>. Acesso em: 12. julho. 2004. image2.gif. Disponível em: <http://www.iag.usp.br/geofisica/docentes/eder/estrelas/evolucao.html>. Acesso em: 12. julho. 2004.

Protoestrela Proto = Anterior Na Nebulosa da Águia Tsuperf ~ 1 000 ºC R = 500 U.A. (10 x Rórbplutão) 1Ms < M < 60 Ms Depois de ~100 000 anos da formação da nebulosa

Conteúdo: Protoestrela Verificamos que a protoestrela possui temperaturas mais altas que a Nebulosa, e que seu raio é menor, o que provoca o aumento da temperatura. Como o processo da formação da protoestrela depende da contração da nebulosa, é natural verificar que podem se passar milhões de anos sem que ela se forme. Essa fase pode ser observada com radio telescópios e infra-vermelho; possibilitando aos cientistas que estudem essa faixa da evolução estelar. Animação: m16.mpg Imagem: STScI-PRC1995-24a Disponível em: <http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1995/24/image/a >. Acesso em: 30.nov. 2004.

A partir de quando eu considero uma estrela? Se T > 10 000 000 ºC, começam as reações de fusão nuclear no interior da protoestrela: nasceu a estrela. H He H + Prótons Hélio Pósitrons Neutrinos LUZ E = mxc2 Só se a massa for maior que 8% Ms Rodeada por gases e poeiras residuais possíveis planetas

Conteúdo: Nascimento Estelar Formada a protoestrela, o que a diferencia da estrela? É simples, uma estrela surge quando o Hidrogênio está em condições tais que lhe permitem começar a se fundir. Ou seja, estrela produz luz própria por fusão nuclear. Mas se nós estamos vendo essa luz estelar, de alguma forma energia está sendo produzida dentro da estrela. É válido fazer uma breve digressão histórica para mostrar a dificuldade humana para compreender seus arredores mesmo depois de muitos anos civilizando o planeta. Cogitava-se anteriormente que o que gerava luz nas estrelas era a combustão (a mesma que gera fogo aqui na terra), entretanto, os cientistas, já cientes da massa do Sol, calcularam que ele não teria mais de alguns milhares de anos, ao contrário das evidências. Outra opção encontrada era a transformação de energia potencial gravitacional em radiação, mas ainda assim, concluía-se que o Sol não passava de milhões de anos, enquanto já se sabia que ele já possui cerca de 4,5 bilhões. Só em meados de 1900, Albert Einstein propôs que massa poderia ser convertida em energia. Em suma, ao converter íons de Hidrogênio em Hélio, 0,007 unidades de massa desapareciam; e como na natureza nada se perde, nada se cria, tudo se transforma, calcularam o quanto a massa “desaparecida” nessa reação de fusão produziria de energia, e ampliando esse valor para a massa de todo o hidrogênio nuclear do Sol, finalmente concluiu-se que ele poderia viver bilhões de anos. Interessante notar que os gases e partículas que não foram sugadas pela matéria da estrela, e que permaneceram ao se redor, por ventura podem se tornar planetas, ao serem perturbadas por algum arraste (tal qual o que fazemos em xícaras de café aglutinando certos pontos de açúcar) originando, assim, um sistema solar. einst_fid.jpg. Disponível em: <http://www.th.physik.uni-frankfurt.de/~jr/gif/phys/einst_fid.jpg>

E se a estrela não nascer? Se a massa for menor do que 1% Ms, nunca atinge 10 000 000 ºC planetas reflete luz Se 1% Ms < Massa < 8% Ms Anã marrom Aquecida por energia gravitacional Emite no infra-vermelho Contínuo e lento encolhimento

Conteúdo: Nascimento Estelar Caso a massa recolhida durante a contração da Nebulosa seja pouca, pode ocorrer de a protoestrela não ter energia suficiente para iniciar a fusão de He, e consequentemente, ela não vai emitir luz própria. Assim, ela deverá se tornar um planeta gasoso, se o seu gás não for atraído por nenhuma massa maior. Existem também, as protoestrelas que ficam com uma massa intermediária entre a dos planetas e a massa necessária para iniciar a fusão. Essas, chamadas anãs marrons, não iniciam a fusão, mas estão aquecidas devido a contração, e por isso elas emitem em infravermelho. Existem também, se for utilizado um esquema mais detalhado, as numerosas anãs vermelhas, entretanto, para não fugir ao escopo dessa apresentação, se alguma informação sobre elas for necessária, recomenda-se buscá-la nas referências. jupiter e saturno jupiter_saturn.jpg. Disponível em: <http://www.spirit-alembic.com/Issue5/jupiter-saturn.jpg>. Acesso em: 12. julho. 2004. nas4.gif. Disponível em: <http://www.dei.isep.ipp.pt/~i950702/>. Acesso em: 12. julho. 2004.

Nascimento Estelar Aglomerados abertos formam-se a partir de uma nebulosa Estrelas do aglomerado: Mesma Idade (20 milhões anos) Mesma distância de nós Mesma composição química Massas diferentes

Conteúdo: Nascimento Estelar Ondas de choque podem comprimir outras nuvens interestelares e iniciar o nascimento de muitas estrelas.Uma única nuvem pode dar origem a várias estrelas, que formam, dessa maneira, um aglomerado aberto. É bom não confundir com os aglomerados globulares que são formados por estrelas mais velhas capturadas entre si por atração gravitacional. É válido notar que, sendo os aglomerados abertos formados por estrelas que nasceram juntas; se elas ainda estiverem próximas (formando o aglomerado), é sinal que elas ainda não escaparam após serem lançadas pela turbulência da nebulosa, ou seja elas são estrelas jovens, e provavelmente ainda se encontram na região de turbulência onde foram formadas, ou seja, os braços da galáxia. Assim, estudando esses aglomerados é possível verificar a dinâmica dos braços da galáxia, compreendendo seu movimento. protoestrela image2.gif. Disponível em: <http://www.iag.usp.br/geofisica/docentes/eder/estrelas/evolucao.html>. Acesso em: 12. julho. 2004.

Estrela Por que a atração gravitacional não colapsa a estrela? Partícula Expansão térmica Vai... Contração gravitacional Vem... Ar frio Chama acesa Enquanto existir equilíbrio: Diâmetro  invariável 90% vida fundindo H  He

Conteúdo: Nascimento Estelar Por que a atração gravitacional não colapsa a estrela? Por que ela atinge o equilíbrio. Mas que equilíbrio? Que força equilibra a atração gravitacional? É simples. Imagine um balão vazio. Ao acendermos uma chama, ele estufa, conseqüência óbvia da pressão interna que as partículas do gás estão exercendo na parede do balão. Assim, existe uma pressão térmica gerada pela fusão de Hidrogênio e liberação de calor no núcleo (onde a temperatura é apropriada). É razoável que camadas externas não “queimem” Hidrogênio, pois senão a estrela toda possuiria uma pressão de radiação, ou pressão térmica, o que acarretaria num desequilíbrio entre as forças (com a pressão térmica sendo superior) e consequente expansão total da estrela. Por fim, enquanto a estrela possuir Hidrogênio no núcleo, ela estará na chamada sequência principal, ou seja, é durante a queima de hidrogênio nuclear que a estrela passa a maior parte da sua vida (cerca de 90%), sendo necessário para isso o equilíbrio hidrostático.

Depois de passar 90% de sua vida fundindo He... Nebulosa Protoestrela Estrelas Gigante Vermelha Nebulosa Planetária Anã Branca Explosão Nova Estrela Nêutron Remanes. Supernova SupergiganteVermelha Explosão Supernova Buraco Negro Remanes. Supernova

Estrela com 0,08Ms < Massa < 4Ms Sol T = 5 800 º C R ~ 70 000 km M ~ 300 000 Mterra Fusão de H durante 10 bilhões de anos

Conteúdo: Nascimento Estelar Vamos obsevar estrelas que seguem o primeiro ramo de evolução, lembrando sempre que o que define o caminho pelo qual a estrela vai seguir é a massa inicial de sua formação. halpha.jpg. Disponível em: <http://www.solarviews.com/thumb/sun/halpha.jpg>. Acesso em: 14. maio. 2004.

Por que a gigante vermelha se forma? diminui H no centro ( Contgrav > Expterm  contração ) continua a contração ao redor do núcleo de He (mas não ocorre sua fusão) - AQUECIMENTO Aquecimento leva à fusão do H em uma camada ao redor do núcleo, a liberação de energia empurra as camadas mais externas de H, que expandem e esfriam (vermelho)  He H He Inicia a expansão Protoestrela  Estrela... H He …  He H H

Conteúdo: Quando a estrela se torna uma gigante vermelha Quando as estrelas consomem o hidrogênio do núcleo, elas saem da seq. principal. A geração de energia começa em uma camada imediatamente superior ao núcleo, onde a temperatura é suficiente para iniciar a combustão do hidrogênio nessa região. Como o núcleo não produz energia nuclear nessa fase, a gravidade supera a pressão de radiação, fazendo com que ele contraia rapidamente, essa contração libera energia que aumenta a taxa de queima de hidrogênio na camada envoltória do núcleo, aumentando a luminosidade da estrela. As camadas mais externas se reajustam a essas novas condições de luminosidade expandindo, aumentando sua área superficial, e consequentemente, esfriando. Com isso ela se torna avemelhada. Somente nas estrelas perto do limite superior de massa, a temperatura no centro atingirá uma temperatura na ordem de grandeza de uns 100 000 000 K, e inicia-se a combinação de três núcleos de Hélio para formar um de Carbono. As estrelas de massa menor que a do Sol não iniciaram o processo de fusão do Hélio. aldebaran aldebaran.jpg. Disponível em: <http://zebu.uoregon.edu/~js/ast122/images/Aldebaran.jpg>. Acesso em: 12. julho. 2004.

Num futuro muito distante A Gigante Vermelha Sol d = 150.000.000 km Num futuro muito distante ( 4,5 bilhões de anos ) R=750.000 km d = 150.000.000 km Terra Hoje

Gigante Vermelha T = 4 000 º C R ~ 40 Rs M ~ Ms Ex.: Aldebaran T = 4 000 º C R ~ 40 Rs M ~ Ms tduração: 1 000 000 anos

“Explosão” Nova Parte da nuvem retorna ao centro (que continua colapsando) formando um disco de acrescão O resto da nuvem se desprega: Nebulosa Planetária o núcleo continua colapsando, esfriando lentamente. (queima resto H na superfície - aquece - branca) Só terão fusão de He estrelas próximas do limite superior de massa Nebulosa Planetária H He H He H Nebulosa Planetária He H He He Gigante vermelha H H He

Conteúdo: Explosão Nova O centro de uma estrela de pouca massa nunca se torna quente o suficiente para queimar carbono, e as camadas mais externas expelidas na queima do hidrogênio ao redor do núcleo de hélio, continuam expandindo e, por inércia, escapam, tornando-se uma nebulosa planetária. Por isso, talvez seja considerado um exagero chamar de explosão nova, seria mais normal chamar de expansão. Vale ressaltar que chamamos de estrela nova este evento pois ele surge no céu como uma estrela que não existia antes. A origem do nome nebulosa planetária é devido ao fato de esse objeto parecer o planeta Urano quando observado por telescópios pequenos.) O núcleo continua colapsando, queimando o hidrogênio à sua volta, e, por isso, aquecido parecesse branco, além de pequena, dando origem ao nome anã branca. Eventualmente ela se torna uma anã negra.

Nebulosa Planetária e Anã Branca Tanã ~ 200 000 º C Ranã ~ RTerra Ma < 1,4 Ms Mn ~ 0,2 Ms Depois de 10 000 anos da formação da Gigante Vermelha O brilho se perde em questão de meses Vel. Expansão = 20 km/s Rn ~ 20 000 U.A. Tn ~ 10 000 ºC Exs.: Helix (Girassol) e Nebulosa do Anel em Lyra

Conteúdo: Nebulosa Planetária e anã branca. Comparação Anã e Terra Animação: Helix.mpg 40eridanusb.jpg. Disponível em: <http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/wd/40eridanusb.jpg>. Acesso em: 14. maio. 2004.

Entretanto, se a estrela for mais massiva... Nebulosa Protoestrela Estrelas Gigante Vermelha Explosão Nova Nebulosa Planetária Anã Branca Estrela Nêutron Remanes. Supernova SupergiganteVermelha Explosão Supernova Buraco Negro Remanes. Supernova

Estrela com Massa > 4Ms Ex: Riguel

Conteúdo: Nascimento Estelar Vamos, agora, analisar uma evolução de uma estrela com massas um tanto quanto ,maiores que a do Sol

Por que a Supergigante Vermelha se forma? Semelhante à Gigante Vemelha (diferença: massa) diminui H no centro - contração gravitacional continua a contração ao redor do He, que está se fundindo em C (100 000 000 ºC) - AQUECIMENTO Aquecimento leva à fusão do He ao redor do núcleo de carbono, e a energia liberada empurra as camadas mais externas de H e He, que expandem e esfriam (vermelho)  Inicia a expansão He C H He Protoestrela H  Estrela... H He …  He H

Conteúdo: Quando surge a supergigante vermelha. Quando as estrelas consomem o hidrogênio do núcleo, elas saem da seq. principal. A geração de energia começa em uma camada imediatamente superior ao núcleo, onde a temperatura é suficiente para iniciar a combustão do hidrogênio nessa região. Como o núcleo não produz energia nuclear nessa fase, a gravidade supera a pressão de radiação, fazendo com que ele contraia rapidamente, essa contração libera energia que aumenta a taxa de queima de hidrogênio na camada envoltória do núcleo, aumentando a luminosidade da estrela. As camadas mais externas se reajustam à essas novas condições de luminosidade expandindo, aumentando sua área superficial, e consequentemente, esfriando. Com isso ela se torna avemelhada. Com a continuação da contração do núcleo, a temperatura no centro atingirá uma temperatura na ordem de grandeza de uns 100 000 000 K, e inicia-se a combinação de três núcleos de Hélio para formar um de Carbono. Isso acontece até que o processo anterior se repete, ou seja, existirá um núcleo de Carbono contraindo-se sobre si mesmo, envolto por uma casca de Hélio, que tendo temperatura suficiente para esquentar nesse envoltório ao núcleo, expande gerando a supergigante vermelha. Mais massa, portanto, significa mais energia nuclear e maior temperatura, tendo como corolário um menor tempo de vida para a estrela.

Supergigante Vermelha Ex.: Antares T = 3 000 º C R > 1 000 Rs (Júpiter) M ~ 50 Ms

Por que ocorre a explosão em Supernova? quando temperatura torna-se suficiente, ocorre a queima do carbono de forma explosiva (detonação do carbono), e de outros materiais até deixar um núcleo de Fe As camadas mais externas ricocheteiam no núcleo, sendo ejetadas violentamente o núcleo colapsa rapidamente Ainda bem!!! H He … Fe U Pb Remanescente Supernova He C... Fe  H He C Si Fe O Superg. vermelha He C H He C

Conteúdo: Por que ocorre a explosão em supernova Nas estrelas mais massivas, as temperaturas centrais são maiores (tem mais massa sendo convertida em energia devido aos elementos mais pesados), assim, ela não sofre do Flash do Hélio como a Gigante vermelha, mas atinge a temperatura suficiente para transformar Hélio em Carbono, e assim sucessivamente os elementos mais pesados, de maneira cada vez mais rápida, e eventualmente morre explosivamente. O último elemento que ela consegue fundir gera o Ferro, que ela não consegue fundir, nem fissionar; impedindo que o núcleo gere energia. Agora, é interessante voltar a pensar naqueles aglomerados abertos. Se as estrelas continuaram próximas, e existem estrelas de massas diferentes no aglomerado, cada uma dessas estrelas com uma certa massa vai iniciar sua “morte” em tempos distintos, ou seja, num mesmo aglomerado teremos estrelas em estágios diferentes da evolução. Isso explica as cores diferentes, apesar da mesma idade. Através da análise das cores dessas estrelas do mesmo aglomerado, os cientistas podem chegar à idade do mesmo. As supernovas são utilizadas para calcular a distância de galáxias até nós. É interessante pensar que nós só existimos da maneira como somos porque já ocorreu uma explosão em supernova capaz de gerar os materiais mais pesados e espalhá-los pelo universo. Ainda bem que o processo de morte de estrelas é tão violento. Vale ressaltar novamente, que estamos tratando apenas da morte de estrelas simples, e não de sistemas múltiplos ou binários. Se assim o fosse, as estrelas companheiras poderiam trocar ou compartilhar matéria, gerando fases que não são vistas na morte de uma estrela simples.

e Caranguejo (em Touro) Antes explosão 1987 Explosão Supernova T = 1 000 000 000 ºC M da estrela era ~ 20 Ms Seu brilho se estingüe em ~1 ano Vel = 500 km/s Exs.: 1987A (em LMC) e Caranguejo (em Touro) 1 000 000 000 Luminosidadesol (matéria ejetada) 1994

Conteúdo: Explosão em Supernova Animações: rings.mpg e sn1987a_lg.avi http://www.aavso.org/vstar/vsots/0301.shtml

Por que a estrela de nêutrons se forma? 4Ms < Massa Estrela < 8Ms Contração núcleo em torno do Fe que não funde Pressão gravitacional >> Pressão térmica Prótons e elétrons se fundem formando nêutrons Rotação extremamente rápida Surge intenso campo magnético Se eixo magnético  eixo rotação: PULSARES Nêutrons Elétrons Prótons He C... Fe Nêutrons 

Anã Branca x Estrela de Nêutrons Uma colher de chá = 1 tonelada!!! Estrela de Nêutrons: Uma colher de chá = 1 000 000 000 toneladas!!!!!

Estrela de Nêutrons Isso seria equivalente à: Uma massa de mais ou menos 4 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 kg comprimida em uma esfera de 20 km de diâmetro Massa do nosso Sol comprimida em uma esfera de 5 km de diâmetro Comprimir a Terra em uma esfera de 100 metros de diâmetro Comprimir toda a humanidade em um volume de um dado!!!

Estrela de Nêutrons Gravidade em uma estrela de nêutrons: 100 000 000 000 maior que na Terra Você pesaria o equivalente a 10 000 000 000 000 kg em uma estrela de nêutrons Para levantar uma pena você teria que fazer uma força 300 000 000 000 maior que aqui na Terra. Ou seja, seria a força necessária para levantar uma massa de 300 000 000 kg aqui na Terra Você teria a espessura de um nêutron: 0,000 000 000 000 1 centímetros!!!

Conteúdo: Por que surge a estrela de nêutrons Como a fusão havia parado no ferro, temos que o núcleo restante após a explosão em supernova possui camadas dos elementos pesados até chegar no mais pesado no centro que é o ferro. Como esse não é consumido, e tem muita massa, o núcleo é incapaz de aguentar sua própria atração gravitacional, e acaba colapsando, ou seja, o ferro se parte nos seus menores constituintes, os prótons e elétrons, que irão se fundir devido à tamanha pressão, e às altas densidades e temperaturas, formando o nêutron. Quando os nêutrons estão sobre tamanha pressão que são postos literalmente em contato uns com os outros, eles reagem violentamente, expulsando a pressão em volta deles, ou seja, a matéria. Esse é o núcleo colapsando em supernova. O processo de formação de uma estrela de nêutrons assegura-nos que ela está rodando rapidamente e que surgiu um alto campo magnético. Se o eixo de rotação e o magnético forem diferentes, e, além disso, se a Terra estiver no caminho varrido pelo feixe de energia emitido nos pólos da estrela de nêutron, nós podemos captar esse sinal (muito rápido, por sinal), e passamos a chamar essa estrela de nêutrons de Pulsar.

Estrela de Nêutrons Tsup = 50 000º C R < 20 km 1,4 Ms < Mest.nêutron < 3 Ms dens ~1014 g/cm3 Período pulso ~ 1seg

Conteúdo: Estrela de Nêutrons Animação: crabanim.mpg

Por que um buraco negro se forma? Massa Estrela > 9 Msol Contração contínua Deve ocorrer um colapso gravitacional Nem a luz escapa! Buraco Negro R ~ 3 km Mfinal > 3 Ms densidade muito grande He C... Fe 

Conteúdo: Buraco Negro Se a estrela de nêutrons possuir mais de 3 massas solares, ela não resiste à sua própria gravidade e colapsa. Não se conhece uma força capaz de equilibrar essa força gravitacional. Dizemos que essa região de alta densidade se tornou uma singularidade onde todas as leis conhecidas da física são quebradas. Um buraco negro é uma região com tamanha densidade que nem a luz consegue escapar dele. Vale lembrar que a luz pode ser desviada por enormes quantidades de massas, como no exemplo de lentes gravitacionais. Lente gravitacional: Disponível em: cassfos02.ucsd.edu/ public/tutorial/Intro.html

Buraco negro Indícios de sua existência Fontes de raios-X (alta energia necessária) Movimento anômalo de estrelas

Conteúdo: Nascimento Estelar Imagina-se que Cygnus X-1 seja um buraco negro, pois estudos da órbita de suas componentes evidencia que suas massas são muito maiores que a de uma estrela de nêutrons. Além disso ela apresenta emissão de raio-X, comprimento de onda onde alta energia é necessária para criá-lo. Animaçôes: BlackHole4000_M15_HST.mpg black_hole_sm.mpg Mais informações sobre buracos negros nos sites: http://www.if.ufrgs.br/~thaisa/bn/index.htm#indice http://www.angelfire.com/moon/rafael_takahashi/Buraco_negro.htm

E para se tornar um Buraco Negro? Raio Massa R=? ? Massa (kg) Raio Densid. Asteróide 1018 10-9 m 1041 Terra 6x1024 1 cm 1027 Sol M = 2x1030 3 km 1016 Estrela Pesada 10 M 30 km 1014 Galáxia 1011 M 0,03 AL 10-6 Universo ? ? ?

Beteugeuse 1 400 000 000 Km Sol 1 400 000Km Anã Branca 15000Km Estrela de Nêutrons 20Km Buraco negro 15Km

Tempo de vida de uma estrela Peso Leve Anã Branca Tempo de Vida Peso Médio Estrela de nêutrons Estrela Supernova Peso Pesado Buraco Negro (Planeta) Peso Pena 0,08 4 8 Massas solares

Importantes: massa e equilíbrio hidrostático Nebulosa Protoestrela Estrelas Gigante Vermelha Explosão Nova Nebulosa Planetária Anã Branca Estrela Nêutron Remanes. Supernova SupergiganteVermelha Explosão Supernova Buraco Negro Remanes. Supernova

?¿? Perguntas ?¿? !¡! Respostas !¡! Dentro do possível

dúvidas sugeridas 1. Como é que tem Urânio, Ferro, entre outros elementos pesados na Terra, se o Sol ainda não explodiu; e, mesmo quando morrer não formará elementos além do carbono? 2. Posso ir até um buraco negro? 3. E o que são buracos brancos? 4. E o que são quasares? 5. E o que são hipernovas? 6. Por que o título da palestra é morte e vida no universo, você é parente do João Cabral?

Respostas das dúvidas sugeridas. 1 Provavelmente o Sol não é uma estrela de primeira geração, ou seja, ele deve ter surgido através de uma nebulosa perturbada por uma supernova. Essa deve ter trazido os materiais pesados que possuímos na Terra.

Respostas das dúvidas sugeridas. 2 Como a luz não lhe consegue escapar, então nada o conseguirá. O espaço-tempo (como a luz) é deformado de tal maneira que se forma um túnel. Se o buraco negro estiver em rotação, o túnel assume a forma de anel e não a de uma singularidade. Esse tipo de buraco negro, onde a sua superfície (horizonte dos acontecimentos) está muito afastada do centro do campo gravitativo, é muito raro. Quem o atravesse terá, porém, a possibilidade de alcançar outro universo ou um lugar distante do nosso universo.

Respostas das dúvidas sugeridas. 3 As equações de relatividade generalizada têm uma propriedade matemática interessante: elas são simétricas no tempo. Isto que dizer que você pode tomar qualquer solução das equações e imaginar que o tempo flui ao contrário, e vai obter um novo conjunto de soluções perfeitamente válidas das equações. Se você aplicar esta regra às soluções que descrevem os buracos negros, o resultado final é o que se chama de buraco branco. Já que um buraco negro é uma região do espaço de onde nada escapa, a versão invertida no tempo disso é uma região do espaço onde nada pode cair. Na verdade, assim como um buraco negro somente absorve tudo, um buraco branco somente expele tudo. Buracos brancos são uma solução matemática perfeitamente válida das equações de relatividade generalizada, mas isto não quer dizer que eles realmente existam na natureza. É quase certo, aliás, que eles não existam, uma vez que não há como produzi-los - produzir um buraco branco é tão impossível quanto destruir um buraco negro, já que os dois processos são cópias invertidas no tempo um do outro.

Respostas das dúvidas sugeridas. 4 Um quasar ("objeto quase estelar") é uma galáxia jovem e hiper-ativa que está a enormes distâncias da Terra e emite uma quantidade prodigiosa de luz, principalmente na faixa de ondas de rádio. Como está muito longe (mais de 8 bilhões de anos-luz) aparece aos radio-telescópios como um ponto no céu, o que favorece a precisão na medida do desvio por lentes gravitacionais. Além do mais, se um quasar passar alguma vez por trás do Sol (isso se repete todo ano), ninguém precisa mais esperar um eclipse total do Sol nem se deslocar para os locais distantes onde ele costumam ocorrer.

Respostas das dúvidas sugeridas. 5 Na morte de uma estrela excessivamente massiva, que se tornará um buraco negro, a explosão pode gerar imensas quantidades de energia: as Hipernovas, cujo brilho (fulguração de raios gama) chega a ser 100 vezes maior do que qualquer objeto estudado até hoje.

Respostas das dúvidas sugeridas. 6 Para ressaltar que nossa vida depende da morte de estrelas; ou seja, somos constituídos de matéria produzida no interior dessas imensas esferas gasosas.

Dois Excertos de Odes (Álvaro de Campos) “Vem, Noite antiquíssima e idêntica, Noite Rainha nascida destronada, Noite igual por dentro ao silêncio, Noite Com as estrelas lentejoulas rápidas No teu vestido franjado de Infinito.” … “Vem soleníssima, Soleníssima e cheia De uma oculta vontade de soluçar, Talvez porque a alma é grande e a vida pequena, E todos os gestos não saem do nosso corpo E só alcançamos onde o nosso braço chega, E só vemos até onde chega o nosso olhar.” ...

Conteúdo: Resumo Eu desejava, com essa palestra, invocar a necessidade de preservarmos o nosso planeta, mostrando a cada um o quanto somos pequenos perto da grandiosidade universal. Além disso, tentei demonstrar como os astrônomos criam teorias em suas privilegiadas e esforçadas mentes para tentar explicar as evidências que vemos no céu todas as noites (apesar de toda a dificuldade que temos em estudar as estrelas todas através de um só meio: a luz delas proveniente). Mas, veio-me a mente uma poesia do Fernando Pessoa intitulada: Dois Excertos de Odes (Finais de duas Odes Naturalmente), uma poesia do Heterônimo Engenheiro Naval Álvaro de Campos, que resumia nessas frases finais do pedaço escolhido da poesia, tudo isso que eu gostaria de falar. Pois então, deixo para o mestre tentar mudar a mente humana.

Referências e Agradecimentos Livros: Introdução à estrutura e Evolução Estelar - Walter J. Maciel A workbook for astronomy - Jerry Waxman Compendium of Pratical Astronomy (Vol. 3 - Stars and Stellar Systems) - Springer-Verlag Astronomia e Astrofísica - Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira Saraiva How the Universe works - Heather Couper e Nigel Henbest Referências na Internet: http://www.iag.usp.br/geofisica http://geocities.yahoo.com.br/ http://astro.nfist.ist.utl.pt/astrofisica/ planeta.terra.com.br Agradecimentos: Wilton S. Dias (Pelas Dicas) Valter Líbero (Por mais dicas) Roberto Boczko (Pela didática)

Animações 1-cluster1.mpg 2-m16.mpg 3-Helix.mpg 4-BlacHole4000_M15_HST.mpg 5-sn1987a_lg.avi 6-rings.mpg 7-crabanim.mpg 8-black_hole_sm.mpg

Fim Fim Fim Fim