A vida das estrelas Dr. Jim Lochner, NASA/GSFC Brilha, briha, estrelinha ... 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. Um armário estelar O Espaço está cheio da matéria com que se formam as estrelas. Estrelas nascem a partir das nuvens Porém, não é este tipo de poeira As nebulosas proporcionam o gás e a poeira a partir do que se formam as estrelas. E, sim, partículas irregulares de carbono ou silício O colapso de uma protoestrela As estrelas começam com um lento acúmulo de gás e poeira. • A atração gravitacional atrai mais material. F G m1 m 2 r 2 • A contração faz com que a temperatura e a pressão comecem a subir lentamente. Fusão nuclear! A 15 milhões de graus Celsius no centro da estrela, se produz a fusão 4 (1H) --> 4He + 2 e+ + 2 neutrinos + energia De onde vem a energia? Massa de quatro 1H > Massa de um 4He E = mc2 Fusão e números 4 (1H) --> 4He + 2 e+ + 2 neutrinos + energia Massa de 4 1H = 4 x 1.00794 u = 4.03176 u Massa de 1 4He = 4.002602 u Diferença na massa = 0.029158 u = 4.84 x 10 -29 Kg. E = Dmc2 = (4.84 x 10 -29 Kg.)(3 x 108 m/s)2 E = 4.4 x 10 -12 J Quanta energia 4 (1H) --> 4He + 2 e+ + 2 neutrinos + energia Energia produzida = 25 MeV = 4 x 10 -12 Joules = 1 x 10 -15 Calorías Porém o Sol faz isso 1038 vezes/segundo ! O Sol tem 1056 H átomos para queimar! 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. As estrelas novas não estão quietas Expusão de gás de um jovem sistema binário Todos os tipos de estrelas Relembre As estrelas possuem Diferentes cores que indicam diferentes temperaturas Todos os tipos de estrelas Annie J Cannon (1863-1941) Oh Big And Ferocious Gorilla, Kill Next Oh! BeOh! a Fine Be aGirl Fine - Kiss Girl Me - Kiss Right MeMy Now ! Roommate Sweetheart ! Saturday ! Revisão: o ciclo da vida Estrelas tipo solar Estrelas massivas O princípio do fim: Gigantes vermelhas 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 ... Mais fusão! A 100 milhões de graus Celsius, o hélio se funde: 3 (4He) --> 12C + energia (Se produzirá em uma etapa intermediária) (Só se produzem 7.3 MeV) A energia sustenta as camadas exteriores expandidas da gigante vermelha O fim das estrelas do tipo solar Depois que o hélio se consome, as camadas exteriores da estrela são expulsas Nebulosas planetárias 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. 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. 12C + 12C --> 24Mg OU 12C + 4H --> 16O Através de uma combinação de processos, se formam sucessivamente elementos mais pesados e se queimam. Tabla periódica Elementos leves Elementos pesados 28Si +4 4 16 (4He) 16 16 12 20 32 16 12 12 24 He 7 He 3( O He) C-N-O O O C 56412 Ni C Ciclo Ne S+ O ++energia energia +++energia energia energia 4 (+41+++ H) He C C Mg energia 56Fe 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. Supernova! Remanescentes de supernovas: SN1987A a b c d 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 Remanescentes de supernovas: Cas A Óptico Raios X Elementos da Supernova Toda a energia dos raios-X Cálcio Silício Ferro 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. 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. Buracos negros – Close-up Disco de Crescimento Singularidade (profundidade no centro) Ocorrência de horizonte Jato (nem sempre presente) 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 O que nos leva de novo a ... Tradução: Paulo Marcelo Pontes Correio eletrônico: [email protected]