estrelas introduÇÃo À relatividade carlos zarro reinaldo de melo e souza espaço alexandria
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E S T R E L A S
INTRODUÇÃO À RELATIVIDADE
Carlos Zarro
Reinaldo de Melo e Souza
Espaço Alexandria
CONVITE E MOTIVAÇÃO
“Ora (direis) ouvir estrelas! CertoPerdeste o senso!” E eu vos direi, no entanto,
Que, para ouvi-las, muita vez despertoE abro as janelas, pálido de espanto...
E conversamos toda a noite, enquantoA 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/research-portal/appmanager/base/desktop;jsessionid=vGhvRsyFN8VmSx272yDgRWPZD62GwnyRQQQGdfR5nFkFSRMv3nhX!895071288!958080725?_nfpb=true&_windowLabel=researchAreas_11&_urlType=action&researchAreas_11_action=selectAwardDetail&researchAreas_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-is-a-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-is-a-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 regiõesserem mais densas do que outras.
http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-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 regiõesserem mais densas do que outras.• Início do colapso gravitacional.
http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-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 regiõesserem mais densas do que outras.• Início do colapso gravitacional.
• Deve haver uma massa crítica.
http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-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 regiõesserem mais densas do que outras.• Início do colapso gravitacional.
• Deve haver uma massa crítica.• Aumenta a energia gravitacionale, conseqüentemente a temperatura.
http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-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 regiõesserem mais densas do que outras.• Início do colapso gravitacional.
• Deve haver uma massa crítica.• Aumenta a energia gravitacionale, conseqüentemente a temperatura.• Começa a fusão nuclear do H em He.
http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-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/ast100/
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.
https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion
41H → 21H + 2He + 2 e+ + 2 ν + 2 γ + 26.8 MeV
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
41H → 21H + 2He + 2 e+ + 2 ν + 2 γ + 26.8 MeV
Massa foi transformada em energia!!
E QUANDO O HIDROGÊNIO ACABAR?
“Que não seja imortal, posto que é chamaMas que seja infinito enquanto dure”
Vinícius de Moraes, Soneto de Fidelidade
E QUANDO O HIDROGÊNIO ACABAR?
“Que não seja imortal, posto que é chamaMas 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 chamaMas 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 chamaMas 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 chamaMas 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 chamaMas 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-last-surviving-
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/
207358main_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-Binary-Star-
System-Consisting-of-a-Red-Giant-and-a-White-Dwarf-
Posters_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-star-solved.html
AS NOVAS
• Resultado: Surgimento das estrelas novas.• Explosão termonuclear na superfície.
http://www.space.com/2644-mystery-explosive-star-solved.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-star-solved.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 atéagora vale para estrelasmodestas sem muita massa.
http://www.space.com/2644-mystery-explosive-star-solved.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 atéagora vale para estrelasmodestas sem muita massa.• Vejamos o que muda paramassas grandes!
http://www.space.com/2644-mystery-explosive-star-solved.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 paraas 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 parade gerar energia termo-nuclear algo de muitoruim 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-ways-the-
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-ways-the-
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!
http://jcconwell.wordpress.com/2009/07/24/top-10-ways-the-
universe-could-kill-us/supernova/
Nebulosa carangueijo:observada pelos chinesses em 1054!
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!
http://jcconwell.wordpress.com/2009/07/24/top-10-ways-the-
universe-could-kill-us/supernova/
Nebulosa carangueijo:observada pelos chinesses em 1054!
E o núcleo que sobrou, qual seu destino?
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/images/
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/images/
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/images/
neu_star.jpg
• Os sinais de rádio têm um período muito preciso.
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/essaybooks/
cosmic/cs_michell.html
BURACOS NEGROS
• Nestes casos, a deformação no espaço-tempo é intensa e precisamos usar a relatividade geral.
http://ffden-2.phys.uaf.edu/211_fall2010.web.dir/Sean_Lemley/Schwarzschild%20Radius%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://ffden-2.phys.uaf.edu/211_fall2010.web.dir/Sean_Lemley/Schwarzschild%20Radius%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://ffden-2.phys.uaf.edu/211_fall2010.web.dir/Sean_Lemley/Schwarzschild%20Radius%20-%20Home.html
http://scienceblogs.com/startswithabang/2012/05/10/why-youll-
never-escape-from-a/
BURACOS NEGROS – UM CAMINHO DE UMA SÓ VIA
• Não temos acesso a todo oespaço-tempo!
http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/
schwarzschild.html
BURACOS NEGROS – UM CAMINHO DE UMA SÓ VIA
• Não temos acesso a todo oespaço-tempo!• Surge um horizonte de eventos.
http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/
schwarzschild.html
BURACOS NEGROS – UM CAMINHO DE UMA SÓ VIA
• Não temos acesso a todo oespaço-tempo!• Surge um horizonte de eventos.• Nada consegue atravessar ohorizonte de dentro para fora.
http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/
schwarzschild.html
BURACOS NEGROS – UM CAMINHO DE UMA SÓ VIA
• Não temos acesso a todo oespaço-tempo!• Surge um horizonte de eventos.• Nada consegue atravessar ohorizonte de dentro para fora.
• No centro do buraco negrohá uma divergência na curva-tura.
http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/
schwarzschild.html
BURACOS NEGROS – UM CAMINHO DE UMA SÓ VIA
• Não temos acesso a todo oespaço-tempo!• Surge um horizonte de eventos.• Nada consegue atravessar ohorizonte de dentro para fora.
• No centro do buraco negrohá uma divergência na curva-tura.• Conjectura da censura cósmica:• A singularidade nunca está nua.
http://www.phy.syr.edu/courses/modules/LIGHTCONE/
schwarzschild.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_rotating_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
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