Explicando o universo Denise Godoy.

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1 Explicando o universo Denise Godoy

2 2.1 A cosmologia do big bang
2.2 Nucleossíntese no universo primordial 2.3 A formação das galáxias 2.4 Estado físico do interior estelar

3 Nucleossíntese no universo primordial
Quando o universo esfriou para 7,5 x 109 K a relação entre nêutron e próton era 1/7. Essa razão se manteve constante até a temperatura 109 K.

4 Nucleossíntese no universo primordial
Na nucleossíntese prótons e nêutrons se uniram para formar um núcleo de deutério, que se combinou para formar o núcleo de 4He.

5 Nucleossíntese no universo primordial

6 Nucleossíntese no universo primordial

7 Nucleossíntese no universo primordial
A densidade de bárions do universo (B g/cm3) está bem abaixo da densidade crítica ( /c = 0,10). Hipóteses: 1) A expansão continua para sempre. 2) A massa de bárions não domina a massa do universo.

8 A formação das galáxias
As galáxias não podem ter se formado no desacoplamento. Radiação de fundo não se manifesta em locais brilhantes ou escuros correspondendo às granulações.

9 A formação das galáxias
Um cenário para a formação das galáxias é baseado na instabilidade gravitacional. Atração gravitacional entre as regiões mais densas e menos densas. Contração sob a influência de sua própria gravidade.

10 A formação das galáxias
Elementos mais pesados que o lítio (carbono, oxigênio, silício, enxofre e ferro) são sintetizados nas estrelas. Elementos mais pesados que o ferro são formados explosões de supernova.

11 Estado físico no interior estelar
A vasta maioria das estrelas não revela nenhuma mudança em suas propriedades (luminosidade, massa, raio, composição química das camadas externas) em um intervalo de tempo muito longo. Logo, há equilíbrio no interior das estrelas.

12 Equilíbrio hidrostático
A pressão interna deve ser alta o suficiente para suportar a influência das outras camadas.

13 Equilíbrio hidrostático
Se o equilíbrio não ocorrer: O lado direito da equação determina se há contração ou expansão. Se dP(r)/dr=0, o tempo de queda livre é:

14 Equação de estado Na maioria das estrelas, o gás quente no interior pode ser descrito como um gás ideal: onde =1, ergs/K é a constante de Boltzmann. Estimativas levam a T(0)=1,5.107K e (0)=150g/cm3.

15 Equação de estado A pressão da radiação é dada por:
onde a=7, ergs/cm3K4 é a constante radiação, que é proporcional à constante de Stefan:

16 Equação de estado A pressão total é dada por:
que representa a equação de estado de matéria não degenerada.

17 Efeitos da composição química
A massa média molecular é dada por: onde X(H), Y(He) e Z(metais) com X+Y+Z=1.

18 Efeitos da composição química
Considere duas estrelas com o mesmo tamanho, densidade e distribuição de densidade. A primeira composta totalmente por ferro (Z=1) e a segunda por hidrogênio (Y=1): T  m , então a temperatura de um ponto particular na estrela metálica deve ser 4 vezes maior do que na estrela de hidrogênio para que tenham a mesma pressão. L  T4 , então se, por exemplo, o Sol fosse composto principalmente por hidrogênio, brilharia com somente cerca de 1% do brilho do Sol metálico.

19 Armazenamento de energia da estrela
Energia térmica: Usando valores numéricos do Sol, tem-se: ET=2.0 x 1048 ergs

20 Armazenamento de energia da estrela
Energia gravitacional: Usando valores numéricos do Sol, tem-se: EG=-3.8 x 1048 ergs

21 Armazenamento de energia da estrela
Energia nuclear: Usando valores numéricos do Sol, tem-se: EN=1.4 x 1052 ergs A energia nuclear é a maior fonte de energia liberada pelas estrelas.

22 Equilíbrio térmico Segue da conservação de energia que a energia perdida na superfície na forma de radiação deve ser reposta pela energia liberada nas reações nucleares:

23 Equilíbrio térmico A energia perdida por radiação na superfície da estrela e pela emissão de neutrino no centro levaria ao colapso gravitacional se tal perda não fosse reabastecida por energias de reações termonucleares.