INTRODUÇÃO À
RELATIVIDADE
ESTRELAS
Espaço Alexandria
Carlos Zarro
Reinaldo de Melo e Souza
CONVITE E MOTIVAÇÃO
“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
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
O NASCIMENTO DA ESTRELA
http://www.research.gov/researchportal/appmanager/base/desktop;jsessionid=vGhvRsyFN8VmSx272yDgRWPZD62GwnyRQQQGdfR5nFkFSRMv3nhX!895071288!95
8080725?_nfpb=true&_windowLabel=researchAreas_11&_urlType=action&researchAreas_11_action=selectAwardDetail&researc
hAreas_11_id=%2FresearchGov%2FAwardHighlight%2FPublicAffairs%2F23436_WitnessingtheBirthofNewStars.html
O NASCIMENTO DA ESTRELA
• Inicialmente formada numa nuvem tênue de matéria.
• 16 átomos de H para cada átomo de He.
http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-isa-star-born
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.
http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-isa-star-born
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.
http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-isa-star-born
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.
http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-isa-star-born
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.
http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-isa-star-born
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.
http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-isa-star-born
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.
http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-isa-star-born
ORDENS DE GRANDEZA ENVOLVIDAS
• Massa do Sol: 1,99 x 1030 kg.
• Massa da Terra: 5,97 x 1024 kg.
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.
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
A EVOLUÇÃO ESTELAR
https://www.mtholyoke.edu/courses/mdyar/as
t100/HW/hw3_JL.html
A EVOLUÇÃO ESTELAR
http://www.seasky.org/celestial-objects/stars.html
A EVOLUÇÃO DO SOL
• É o paradigma para a evolução de estrelas com
massas entre 0,3 e 8 massas solares.
http://en.wikipedia.org/wiki/Sun
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.
http://en.wikipedia.org/wiki/Sun
A EVOLUÇÃO DO SOL
• O sol é formado principalmente por Hidrogênio.
http://en.wikipedia.org/wiki/Sun
A EVOLUÇÃO DO SOL
• O sol é formado principalmente por Hidrogênio.
• Pode ser formulado como um gás ideal na presença de
uma força gravitacional.
http://en.wikipedia.org/wiki/Sun
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.
http://en.wikipedia.org/wiki/Sun
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.
http://en.wikipedia.org/wiki/Sun
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.
https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion
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
https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion
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!!
https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion
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
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.
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.
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.
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.
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…
GIGANTES VERMELHAS
GIGANTES VERMELHAS
http://www.physics.usyd.edu.au/~bedding/kepler/
GIGANTES VERMELHAS
https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l6_p2.html
GIGANTES VERMELHAS
http://www.space.com/18982-earth-destruction-lastsurviving-organisms.html
E QUANDO O HÉLIO ACABAR?
• Núcleo composto majoritariamente por C e O.
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.
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.
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.
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.
NEBULOSAS PLANETÁRIAS
NEBULOSAS PLANETÁRIAS
http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae
• Diâmetro da ordem de um ano luz!
NEBULOSAS PLANETÁRIAS
http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae
• Diâmetro da ordem de um ano luz!
• Gás ionizado muito rarefeito (102 a 104 partículas/cm3)
NEBULOSAS PLANETÁRIAS
http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae
• 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!
NEBULOSAS PLANETÁRIAS
http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae
• 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.
NEBULOSAS PLANETÁRIAS
http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae
• 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?
NEBULOSAS PLANETÁRIAS
http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae
• 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!!
ANÃS BRANCAS
ANÃS BRANCAS
http://www.nasa.gov/centers/goddard/images/content/2
07358main_whitedwarf_20080102_HI1.jpg
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.
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.
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!
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.
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.
ANÃS BRANCAS
• Se elas não têm combustível nuclear, como se
estabilizam?
ANÃS BRANCAS
• Se elas não têm combustível nuclear, como se
estabilizam?
• A elevadas temperaturas e densidades os elétrons são
completamente independentes do núcleo.
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 10-12 m).
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 10-12 m).
• Efeitos quânticos devem ser considerados.
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 10-12 m).
• Efeitos quânticos devem ser considerados.
• Princípio de Pauli:
• Dois elétrons não podem estar simultâneamente no mesmo
estado quântico.
ANÃS BRANCAS
• Dois elétrons não podem estar simultâneamente no
mesmo estado quântico.
HOTEL ELETRÔNICO
OCUPADO
ANÃS BRANCAS
• O segundo elétron não pode estar no mesmo estado
que o primeiro:
HOTEL ELETRÔNICO
OCUPADO
OCUPADO
ANÃS BRANCAS
• E assim por diante…
HOTEL ELETRÔNICO
OCUPADO
OCUPADO
OCUPADO
ANÃS BRANCAS
• E assim por diante…
HOTEL ELETRÔNICO
OCUPADO
OCUPADO
OCUPADO
OCUPADO
OCUPADO
OCUPADO
OCUPADO
OCUPADO
OCUPADO
OCUPADO
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.
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).
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.
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…
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.
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?
ANÃS MARRONS
• Como não há geração de energia, as anãs brancas
perdem calor continuamente.
ANÃS MARRONS
• Como não há geração de energia, as anãs brancas
perdem calor continuamente.
• Elas se tornam perfeitos cristais de diamante bem frios.
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.
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.
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.
UM POSSÍVEL CATACLISMA
• Suponha um sistema binário com uma gigante
vermelha e uma anã branca.
http://www.allposters.com/-sp/Zeta-Piscium-Is-a-BinaryStar-System-Consisting-of-a-Red-Giant-and-a-White-DwarfPosters_i8617380_.htm
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.
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!
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?
UM POSSÍVEL CATACLISMA
AS NOVAS
• Resultado: Surgimento das estrelas novas.
http://www.space.com/2644-mystery-explosive-starsolved.html
AS NOVAS
• Resultado: Surgimento das estrelas novas.
• Explosão termonuclear na superfície.
http://www.space.com/2644-mystery-explosive-starsolved.html
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!
http://www.space.com/2644-mystery-explosive-starsolved.html
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.
http://www.space.com/2644-mystery-explosive-starsolved.html
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!
http://www.space.com/2644-mystery-explosive-starsolved.html
EVOLUÇÃO DE ESTRELAS MASSIVAS
• O que diremos agora vale para estrelas com massa
maior do que 8 massas solares.
EVOLUÇÃO DE ESTRELAS MASSIVAS
• O que diremos agora vale para estrelas com massa
maior do que 8 massas solares.
EVOLUÇÃO DE ESTRELAS MASSIVAS
• As estrelas com maior massa duram menos tempo
na seqüência principal.
EVOLUÇÃO DE ESTRELAS MASSIVAS
• As estrelas com maior massa duram menos tempo
na seqüência principal.
• Rapidamente queimam o Hidrogênio em Hélio.
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!
AS ESTRELAS SUPERGIGANTES
• Há temperatura suficiente para transformar C em
Ne e seguir queimando até Fe.
http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/
stellarevolution_postmain.html
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…
http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/
stellarevolution_postmain.html
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 termonuclear algo de muito
ruim vai acontecer…
http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/
stellarevolution_postmain.html
AS SUPERNOVAS
O SURGIMENTO DA SUPERNOVA
• A força gravitacional contrai o núcleo sem que os
forças nucleares consigam a equilibrar.
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 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.
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!)
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 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
O SURGIMENTO DA SUPERNOVA
• Agora, o núcleo é formado principalmente por
nêutrons, que aguentam mais pressão do que os
elétrons.
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.
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.
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…
O SURGIMENTO DA SUPERNOVA
http://www.csm.ornl.gov/astro/
AS SUPERNOVAS
• Sua luminosidade torna-se bilhões de vezes maior do
que a da supergigante que a formou.
http://jcconwell.wordpress.com/2009/07/24/top-10-waysthe-universe-could-kill-us/supernova/
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!
http://jcconwell.wordpress.com/2009/07/24/top-10-waysthe-universe-could-kill-us/supernova/
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!
http://jcconwell.wordpress.com/2009/07/24/top-10-waysthe-universe-could-kill-us/supernova/
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?
http://jcconwell.wordpress.com/2009/07/24/top-10-waysthe-universe-could-kill-us/supernova/
ESTRELAS DE NÊUTRONS
ESTRELAS DE NÊUTRONS
• O núcleo que sobra é composta por nêutrons
extremamente quente (1010 K!).
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.
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!
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
ESTRELAS DE NÊUTRONS
http://www.physics.montana.edu/people/facdetail.asp?id
_PersonDetails=15
ESTRELAS DE NÊUTRONS
• Massas da ordem da massa do sol e raios da
ordem de 10 km!!!
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.
http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5356910.stm
PULSARES
• Astronomicamente as estrelas de nêutrons se
apresentam sob a forma de pulsares.
http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/imag
es/neu_star.jpg
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.
http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/imag
es/neu_star.jpg
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.
http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/imag
es/neu_star.jpg
BURACOS NEGROS
Se a massa da estrela for pelo menos três vezes maior do que a
do sol, não há chance de equilíbrio!
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!
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)
http://www.amnh.org/education/resources/rfl/web/essay
books/cosmic/cs_michell.html
BURACOS NEGROS
• Nestes casos, a deformação no espaço-tempo é
intensa e precisamos usar a relatividade geral.
http://ffden2.phys.uaf.edu/211_fall2010.web.dir/Sean_Lemley/Schwarzschild%20Ra
dius%20-%20Home.html
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.
http://ffden2.phys.uaf.edu/211_fall2010.web.dir/Sean_Lemley/Schwarzschild%20Ra
dius%20-%20Home.html
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.
http://scienceblogs.com/startswithabang/2012/05/10/whyyoull-never-escape-from-a/
http://ffden2.phys.uaf.edu/211_fall2010.web.dir/Sean_Lemley/Schwarzschild%20Ra
dius%20-%20Home.html
BURACOS NEGROS – UM CAMINHO DE
UMA SÓ VIA
• Não temos acesso a todo o
espaço-tempo!
http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/sch
warzschild.html
BURACOS NEGROS – UM CAMINHO DE
UMA SÓ VIA
• Não temos acesso a todo o
espaço-tempo!
• Surge um horizonte de eventos.
http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/sch
warzschild.html
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.
http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/sch
warzschild.html
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 curvatura.
http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/sch
warzschild.html
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 curvatura.
• Conjectura da censura cósmica:
• A singularidade nunca está nua.
http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/sch
warzschild.html
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…
http://spaceinimages.esa.int/Images/2013/02/Rapidly_rotati
ng_black_hole_accreting_matter
http://en.wikipedia.org/wiki/Active_galactic_nucleus
BURACOS NEGROS
• Esta não é a última palavra.
BURACOS NEGROS
• Esta não é a última palavra.
• Os buracos negros não são nem eternos nem tão
negros! (Efeito Hawking)
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.
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.
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