evol d est
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EvoluçãoEstelar
EvoluçãoEstelar
R. BoczkoIAG-USP
R. BoczkoIAG-USP
130111
22
É um corpo gasosogasosono interior do qual
ocorrem reações defusão nuclearfusão nuclear formandoelementos mais pesadoscom geração de energiaenergia.
O que é umaestrela?
33
Pontas das Estrelas !?
Afinal : As estrelas têm ou não têm PONTAS ?
44Terra
“Pontas” das estrelas
Atmosfera
Cintilação
Vácuo
Ar
Refração atmosférica
55
Massa das estrelas
66
Classificação de estrelas Classificação de estrelas segundo sua massasegundo sua massa
Peso leve
(Magrinha)
Peso médio(Gordinha)
Peso pesado(Obesa)
77
Nascimento,Vida eMorte de
Estrelas
88
Evolução de uma estrela segundo sua massa
'Peso'Leve
'Peso'Médio
'Peso'Pesado
Nebulosa
GiganteVermelha
SuperGigante
Vermelha
SuperGigante
Vermelha
SuperGigante
Azul
NebulosaPlanetária
AnãBranca
MassaMarron
Estrela de Nêutrons
MassaMarron
Estrela Supernova
Nebulosa
BuracoNegro
?
'Peso'Pena
MassaMarron
99
Biografia de uma estrela
1010
História baseada em modelos físico-matemáticos
História baseada em modelos físico-matemáticos
0 anos
100 anos
100 anos
0 anos
?
10.000.000.000 anos
?
30 segundos
1111
Como se formam Como se formam as estrelas?as estrelas?
1212
Pressão gravitacional
Existindo massa,existe atraçãogravitacional
1313
Contração gravitacionalde uma nebulosa
Contração gravitacionalde uma nebulosa
F Fd
m m’
F = G m m’ / d2
Lei da atraçãogravitacional
A forma geométricade menor energia é a
esfera.
GásHidrogênio
1414
Possíveis causadores da contração
gravitacional da nebulosa
Causas internas(Colapso espontâneo)
Autogravitação
Causas externas(Colapso forçado)
Interação com uma estrela em passagem
Interação entre duas nebulosas
Ondas de choque provocadas por uma
supernova
1515
Onde nascem
as estrelas?
Onde nascem
as estrelas?
1616
Nebulosa Escura
NGC 6520
Barnard 86
1717
Parece que não há estrelas na região central da nebulosa.
Será que não há mesmo?
Extinção interestelar
Foto no visível Foto no visível + infra-vermelho
1818
Nebulosa Escura Cabeça do Cavalo
em Orion
1919
Nebulosa de Orion
2020
NebulosaTrífida
( Sagitário )
2121
Proto-estrelas( NGC 2237 )
2222
Um pouquinho de física atômica
2323
Átomos e Íons
Próton +NêutronElétron -
Convenção
Átomo neutroNp = Ne
p n
e
NívelFundamental
Átomo excitadoNp = Ne
NívelExcitado
e
Íon = Átomo ionizadoNp Ne
ElétronLivre
2424
Aquecimento da proto-estrela
Excitação
Ionização
GásHidrogênio
Desexcitação
+ +
- -
2525
Fusão nuclear
+ +
-
-
Elemento mais pesado
Fusãonuclear
Energia
Movimento
2626
De proto-estrela à estrela
2727
Nascimento de umaestrela
Nascimento de umaestrela
Início dasreações de
Fusão Nuclear
Nasceu a estrela !
Nebulosainicial
2828
0,1 M¤ 1.000 milhões de anos
1,0 M¤ 30 milhões de anos
2,0 M¤ 8 milhões de anos
15 M¤ 0,16 milhões de anos
Massa da nuvem
Tempo de contração até se tornar uma estrela
Au
men
ta
Au
men
ta
Tempo de contração gravitacional até se tornar uma
estrela
2929
Como é gerada a Como é gerada a energia no interior de energia no interior de
uma estrela?uma estrela?
3030
Fusão do hidrogênio
p p
D
Neutrino
Pósitron
p
He3
p p
pD
He3
Neutrino
Pósitron
p He4p p p
m = 100% m = 99,3%
p pHe4
E = E = ((mm))cc22
3131
Relação entre massa e energia
Relação entre massa e energia
m E
E = m c2
c = velocidade da luz no vácuo
3232
Geração de energia por fusão nuclear
Elemento Leve + Elemento Leve
Elemento Pesado + Energia
3333
Fases da formação e da vida de uma estrela
Feto
Proto-estrela
NasceuNasceuaa
estrela!estrela!
Pré-Pré-seqüênciaseqüênciaprincipalprincipal
Adoles-cência
Seqüênciaprincipal
Vida adulta
EstágiosEstágiosfinaisfinais
Velhice
"Est
rela
" m
ort
a"E
stre
la"
mo
rta
Elemento Leve + Elemento Leve
Elemento Pesado + Energia
`Fase T-Tauri
3434
Seqüência Principal
Quando uma estrela nasce,Quando uma estrela nasce,diz-se que ela entrou nodiz-se que ela entrou no
Período Principal de sua vida,de sua vida,também chamado detambém chamado de Seqüência Principal.
A Seqüência Principal dura enquantohouver Hidrogênio no núcleo da estrela.
3535
Estrelas irmãs
3636
Aglomerado Estelar
NuvemInicial
Glóbulosde Bok
Glóbulosde Bok
Aglomerado Estelar
bokBart Bok( ~1940 )
( NGC 3293 )
3737
Região com
formação de
estrelas
3838
Aglomerado Jovem( NGC 3293 )
3939
Aglomerado estelar rico
4040
Nebulosa LH95
Região de formação de estrelasGrande Nuvem de Magalhães
Constelação : DoradaDistância = 160.000 a.l.
Diâmetro = 150 a.l.
4141
Aglomerado aberto M25
4242
Ômega Centauro
Aglomerados globulares = ~200Distância = 15.000 a.l.
Diâmetro = 150 a.l.10.000.000 estrelas
4343
Porque a estrelaPorque a estrelanão colapsa?não colapsa?
?
4444
Temperatura
FrioA Temperatura deum corpo mede ograu de agitaçãocaótica de suas
partículas.
Quente
4545
Pressão TérmicaArfrio
Balão commecha apagada
Devido à Devido à temperaturatemperatura,,existe a existe a pressão térmica.pressão térmica.
Mecha acesa
4646
Pressões atuantes numa
estrela Partícula
Contraçãogravitacional
Vem...Expansão
térmicaVai...
4747
(Des)equilíbrioEstático
PT < PG
Contração
PT = PG
Equlíbrio
PT > PG
Expansão
PT = Pressão Térmica PG = Pressão Gravitacional
Pressãogravitacional
Pressãotérmica
4848
Como determinar a temperatura de uma
estrela?
37,50 !
4949
Corpo Corpo NegroNegro
Emite o máximo Emite o máximo de energia em de energia em
todos os todos os comprimentos de comprimentos de
onda para uma onda para uma dada temperatura.dada temperatura.
CorpoNegro
Absorve toda a Absorve toda a energia que possa energia que possa incidir sobre ele.incidir sobre ele.
Flu
xo
Comprimento de onda
T
Flu
xo
T
Comprimento de onda
CorpoNegro
(T)F
luxo
T
Comprimento de onda
5050
Corpo NegroCorpo Negro
Absorve todaa energia que possa incidir
sobre ele.
Emite o máximode energia em
todos oscomprimentos
de ondapara uma dadatemperatura.
CorpoNegro
5151
Telescópio com medidor
de luz
Filtro
Fotômetro
5252
Lei deStefan - Boltzmann
F = T 4
Flu
xo
Comprimentode onda
Filtro
Fotômetro
4000 K
7000 K
5353
Sol emitindo como Corpo NegroF
lux
o
Comprimentode onda
T = 6000 K
Filtro
Fotômetro
Sol
5454
Temperatura e cor superficiais de uma estrela
60.000 K
30.000 K
9.500 K
7.200 K
6.000 K6.000 K
5.250 K
3.850 KFria
Quente
Sol
Temperatura central do Sol:~15.000.000 K
5555
Estrelas quentes e frias
5656
Como se formou o Como se formou o SolSol
e o Sistema Solar ?e o Sistema Solar ?CosmogoniaCosmogonia
6161
ClassificaClassificaçção de estrelas ão de estrelas segundo sua massasegundo sua massa
Peso leve
(Magrinha)
Peso médio(Gordinha)
Peso pesado(Obesa)
5757
Sol
Tamanhos comparados de algumas
estrelas
5858
Contração da Nebulosa Solar
Gás
5959
Achatamento da nebulosa
v
FGrav.
FCentríf.
FGrav.
FGrav.
FGrav.
FCentríf.
6060
Formação do Sol e dos Planetas
Visão de perfil
Visão de topo
VelocidadesVelocidadesangularesangularesdiferentesdiferentes
TurbulênciaTurbulência
TurbulênciaTurbulência
TurbulênciaTurbulência
Grandeconcentração
de massa
6161
Formação do Sistema Solar
Planeta é um sub-produto da formação
estelar.
Concentração de massa
Concentração de massa
Concentração de massa
Concentração de massa
Concentração de massa
Concentração de massa
6262
“Futuros” planetas
extra-solares?
6363
Centro da Via LácteaCentro da Via Láctea
Candidatos a estrelas com planetasCandidatos a estrelas com planetas
SagitariusSagitariusWindowsWindowsEclipsingEclipsingExtraExtraSolarSolarPlanetPlanetSearchSearch
6464
E a Lua, como E a Lua, como se formou?se formou?
• Irmã da Terra• Filha da Terra• Namorada da Terra• Irmã Siamesa da Terra
6565
Lua: Irmã da Terra(co-formação)
Terra
6666
Lua:Lua:Filha da TerraFilha da Terra(centrifugação)
Terra
Lua
'Terlua'
6767
Lua:Namorada da Terra(captura gravitacional)
Terra
Lua
Lua
6868
Lua e Terra:Irmãs siamesas separadas
(choque catastrófico)
'Terlua'
Asteróide (?)
Terra
Lua
6969
Limpando o Sistema SolarLimpando o Sistema Solar
7070
SistemaPlanetário
“Sujo”
7171
Vento SolarVento Solar
Radiação (luz)
Radiação (calor)
Sol
Elétrons
Prótons
Partículas Alfa (núcleos de Hélio)
Perda de massa pelo vento solar = 1 milhão de ton por segundo
7272
Vento Solar
Varrendoas imediações
do Sol.
7373
Nuvem de Oort
100 bilhõesde cometas
1 UA
100.
000
UA
7474
Estrutura Estrutura do Sistema do Sistema
SolarSolar
Nuvem de OortNuvem de Oort
Net
Plu
Estrela Próxima280.000 UA
4,4 a.l.
100.000 UA10.000 UA
Nuvem de OortNuvem de Oortouou
Nuvem de CometasNuvem de Cometas
Mar
Júp
Cinturão de
Kuiper
Cinturão de asteróides
40 UATer
7575
Origem dosCometas
100 bilhõesde cometas
T
P
100 000 ua
Distânciaentre Sol e Terra:
1 Unidade Astronômica
7676
Cometa West
Estrutura de um cometa
Rocharecobertacom gelode água e
de CO2
Caudagerada pelo
Vento Solar epela radiação
Calor
Cabeleirade gás e poeira
Sol
Núcleo do Halley12 x 8 km
7777
Como se formou e Como se formou e evoluiu a Terra ?evoluiu a Terra ?
7878
Sol e Planetas
Mer
Vên Mar
Ter
Júp
Sat
Ura Net
Plu
PlanetasTelúricos
Planetas gasosos ou Jovianos
7979
Distribuição inicial dos Distribuição inicial dos elementos químicos do elementos químicos do
Sistema SolarSistema Solar
Elementos pesadosElementos pesados
Elementos levesElementos leves
NebulosaSolar
Redistribuição dos elementosquímicos do Sistema Solar
Antes da formação dos planetas
Depois da formação dos planetas
8080
Redistribuição dos elementos antesantes da
formação dos planetas
Redistribuição
Formação dos planetas
Tempo
8181
Redistribuição dos elementos dependendo de seus pesos atômicos
Elementos pesadosElementos leves Partículas de luz (fótons)
8282
Atrito hidrodinâmicoAtrito hidrodinâmico
Turbulência+
Concentração
8383
Redistribuição dos elementos depoisdepois da formação dos
planetasRedistribuição
Formação dos planetas
Tempo
8484
Sublimação de gelos e evaporação de materiais leves
8585
Mantém gelose elementos
levesPerde gelos
e elementos leves
Limpeza de gelos e materiais leves
8686
Formação da Terra
Formação da Terra
8787
As 4 forças da naturezaAs 4 forças da natureza
m m’
GRAVITACIONAL: ocorre entre dois corpos com massas
FF
q q’
ELETROMAGNÉTICA: associada com cargas elétricas/fótons
FF
FORTE: (intranuclear) mantém o núcleo atômico agregado
NúcleoAtômico
Próton
Nêutron
FRACA: (decaimento beta) permite a radiatividade beta
Elétron
n = p e
8888
Átomos, moléculas, grãos, planetesimais
+Átomos Molécula
+
EstruturaEstruturacristalinacristalinaou amorfaou amorfa
+
Grão
+
Planetesimal
8989
Formação da Formação da TerraTerra
Agregação dePlanetesimais
“Bebê” Terra:meio pastosa emuito quente
“Feto”Terra
Regiãointernapastosae quente
Regiãointernapastosae quente
Crostasólida emais fria
Crostasólida emais fria
“Criança” Terra“Criança” Terra
R.F. Moulton
T.C. Chamberlin
C.F. Weizsäcker
9090
Água e atmosfera da
Terra
9191
Molhando a Terra...Molhando a Terra...
Planetesimal(ou cometa)
de geloFormandoFormandoos maresos maresEvaporação
total
Gelo
9292
Águas da TerraÁguas da Terra
A maior parte da água existente na Terra foi
trazida à Terra através de meteoritos ricos em
H2O (na forma de gelo) depois do resfriamento
da crosta terrestre
9393
Criando a atmosfera da Terra
Erupçãovulcânica
Liberou gasespresos nos
materiais dointerior da Terra
Atmosfera Atmosfera sem oxigênio
9494
FotossínteseFotossíntese
Luz
CO2 O2
Ág
ua
Sai
s m
ine
rais
Glu
cíd
ios
Lip
ídio
sM
olé
cula
s az
ota
das
Algas eplantas primitivas
9595
Voltemosàs
estrelas !
9696
PlêiadesEstrelas Jovens
9797
SolEstrela madura
Proto-estrela
Feto Adoles-cência Velhice Vida adulta
Idade do Sol : 4,52 Bilhões de anos
9898
EstruturaEstruturado Soldo Sol
Coroa
Zonacondutiva
Zonaradiativa
Zonaconvectiva
Manchasolar
Erupçãosolar
Composição (em massa)
H = 73,0%He = 24,5%Outros = 02,5%
9999
Mudanças na composição química do Sol
100%
75
50
25
0 %Centro Superfície
Composição inicial de Hidrogênio
Composição inicial de Hélio
O C N Ne Si Fe
Composição atual de Hélio
Composição atual de Hidrogênio
Su
per
fíc
ie
Ce
ntr
o
2,5%
73%
24,5%
2,5%
73%
24,5%
100100
E ... qual será oE ... qual será ofuturo do Sol ?futuro do Sol ?
PesoLeve
101101
Evolução para Gigante Vermelha
Região defusão nuclear
Hoje
Passado
Futuro
102102
Antares(Supergigante vermelha no Escorpião)
103103
A gigante vermelha Sol
R=750.000 km
d = 150.000.000 km
Terra
Hoje
d 150.000.000 km
Num futuro muito distante( 4,5 bilhões de anos )
104104
Nebulosa Planetária do Anel(Constelação da Lira)
Gigantevermelha
Visão de umaNebulosa Planetária
AnãBranca
NebulosaPlanetária
Evolução para Nebulosa Planetária
e anã branca
105105
Nebulosas planetárias
106106
Anãs-brancas em M4
107107
Massa marronMassa marron
Nebulosaplanetária
Massamarron
Fim completo da reações de fusão
nuclear:morreu a estrela!
Anãbranca
Ocorrem as últimas reações de fusão nuclear perto da
superfície da estrela
108108
Todas as estrelas Todas as estrelas evoluem como o Sol ?evoluem como o Sol ?
Não!Não!
109109
Massa Vida na Seq. Principal[mEstrela/mSol] [milhões de anos]
60 230 510 2503 3501,5 1.6001 9.0000,1 >1.000.000
Tempo de vida de uma estrela
Massas solares0,08 4 8
Tempode
Vida
PesoLeve
AnãBranca
(Planeta)PesoPena
PesoMédio
Estrela denêutrons
EstrelaSupernova
PesoPesado
BuracoNegro
Sol
0
110110
Evolução conforme a massa
da estrelaMais fusões
Sequência principal
Gigante
Super-gigante
Fusãodo Hélio
Nebulosa Planetária Supernova
Anã Branca Estrelade nêutrons Buraco Negro
1/2 1 3 10
1/10 1 10 100
Massa final a estrela
Massa inicial a estrela
MSolar
MSolar
111111
Evolução de uma estrela peso médio
117117
ClassificaClassificaçção de estrelas ão de estrelas segundo sua massasegundo sua massa
Peso leve
(Magrinha)
Peso médio(Gordinha)
Peso pesado(Obesa)
112112
Evolução de
estrelaspeso peso
médiomédio
NuvemInicial
H → He +
Fe + → ?
C → O + Estrela denêutrons
He → C +
Si → Fe +
O → Si +
HHeC
SiFe
O
n
Prótons + Elétrons Nêutrons
113113
Reações de Reações de nucleossíntese nucleossíntese
estelarestelar
114114
Geração de energia por fusão nuclear
Elemento Leve + Elemento Leve
Elemento Pesado + Energia
115115
Representação de um
elemento químico X
XZ = Número de Prótons
Z
M = Número de Massa = Z + Nêutrons
M +
+ +
+
0
0
00
0
n = p e
116116
Cadeia próton-próton gerando He1
1H + 11H 2
1H + e+ + 2
1H + 11H 3
2He +
32He + 3
2He 42He + 2 1
1H 3
2He + 42He 7
4Be +
69% 31%
74Be + e- 7
3Li + 7
3Li + 11H 2 4
2He 74Be + 1
1H 85B +
85B 8
4Be + e+ + 8
4Be 2 42He
99,7%0,3%
Para T > 107 K
117117
Cadeia CNO gerando
He
1111H + H + 1212
66C C 131377N + N +
131377NN 1313
66C + eC + e++ + + 1313
66C + C + 1111H H 1414
77N + N + 1414
77N + N + 1111H H 1515
88O + O + 1515
88O O 151577N + eN + e++ + +
157N + 1
1H 126C + 4
2He
151577N + N + 11
11H H 161688O + O +
161688O + O + 11
11H H 171799F + F +
171799F F 1717
88O + eO + e++ + + 1717
88O + O + 1111H H 1414
77N + N + 4422HeHe
99,7%
0,3%
118118
Processo triplo alfa gerando C
42He + 4
2He 84Be
84Be + 4
2He 12
6C +
Para T > 108 K
119119
Reações C-C
126C + 12
6C
168O + 2 4
2He20
10Ne + 42He
2311Na + p+
2312Mg + n
2412Mg +
T > 6x108 K
120120
Reações O-O
168O + 16
8O
2412Mg + 2 4
2He28
14Si + 42He
3115P + p+
3116S + n
3216S +
T > 109 K
121121
Processos Alfa
24Mg + 42He
28Si + 28Si+ 4
2He 32S +
32S + 42He
36Ar + 36Ar + 4
2He 40Ca +
40Ca + 42He
44Sc + 44Sc + 4
2He 48Ti +
48Ti + 42He
52Cr + 52Cr + 4
2He 56Fe +
24Mg + 42He
28Si + 28Si+ 4
2He 32S +
32S + 42He
36Ar + 36Ar + 4
2He 40Ca +
40Ca + 42He
44Sc + 44Sc + 4
2He 48Ti +
48Ti + 42He
52Cr + 52Cr + 4
2He 56Fe +
122122
Temperaturas e tempos de Temperaturas e tempos de exaustão dos elementos exaustão dos elementos
para fusão nuclearpara fusão nuclear
Fusão Temperatura Tempo de exaustãode (milhões de K) (anos)H 15 10 milhõesHe 170 1 milhãoC 700 1 milNe 1.400 3O 1.900 1 anoSi 3.300 1 dia
Estrelas com massa de 20 massas solares
123123
Morte violenta de uma estrela
Modelos: Fusão violenta do carbono
Colapso gravitacional do núcleo
124124
Modelo I:Fusão violenta do carbono
125125
Estrela Supernova
He C O SiFe
... Cu Ag Pt Au Pb U ...
Elementos mais
pesados
Carbono
Explosão catastrófica
126126
Modelo II:Colapso do núcleo
127127
Supernova gerada por colapso do núcleo
Elementos mais
pesados
Carbono
Fenômeno não catastrófico
Neutrinosdrenandoenergia do núcleo rico em Ferro
Núcleo muito quente
Núcleo colapsa
rapidamente
Casca
Casca cai em queda livre
sobre o núcleo
Casca Casca atinge o atinge o núcleonúcleo
128128
Imagens de supernovas e de remascentes de
supernovas
129129Antes Depois
Grande Nuvem de Magalhães
Supernova 1987A( Grande Nuvem de Magalhães )
130130
Remanescente de Supernova
Nebulosa do Caranguejo( Constelação do Touro )
Visão atual dasupernova vistapelos chineses
em 1054
131131
Remanescenteda Supernovade Kepler(1604)
132132
Supernova de Kepler(observada em 1604)
133133
Remascente de supernova em Loop em Cisne
134134
Remanescente de supernova W89
135135
Cassiopéia A
136136
RemanescenteRemanescentede Supernovade Supernova
( Vela )( Vela )
137137Remanescente de Supernova
Constelação do CisneConstelação do Cisne
138138
Resto de supernova
139139
Remanescente de supernova
Nebulosaremanescente
Estrelaremanescente
He
C
O
Si
FeCu
Ag
Pt
Au
PbU
?
140140DepoisAntes
Supernova( NGC 7331 )
141141
Supernova extragaláctica
142142
Supernovas extragalácticas
Co
m a
su
per
no
va
Sem
a s
up
ern
ova
143143
Taxa anual de descoberta de supernovas
144144
Supernovas descobertas
em 2005
145145
Supernovas“próximas”
Via Láctea
1181
Tycho1572
1054Chineses
1006
185
393
Kepler1604
Grande Nuvemde Magalhães( SN 1987 A )
160 000anos-luz
Sol
146146
Supernovas históricas
185RCW 86
ChinesesPossível8.200 a.l.
Cplapso de massiva
386G11.2-0.3
ChinesesProvável
16.000 a.l.Colapso de massiva
393G347.3-0.5Chineses
Possível3.000 a.l.
Colapso de * massiva
1006SN 1006
ChinesesJaponeses
ÀrabesEuropeusSem dúvida
7.000 a.l.Exp. termonuc. de anã branca
1054Neb. do Carangejo
ChinesesJaponeses
ÀrabesAmericanosSem dúvida
6.000 a.l.Colapso de massiva
11813C58
ChiesesJaponeses
Possível10.000 a.l.
Colapso de massiva
1572Tycho SNRChinesesCoreanosSem dúvida
7.500 a.l.Exp. termonuc. de anã branca
1604Kepler SNRChinesesCoreanosEuropeusSem dúvida13.000 a.l.
Exp. termonuc. de anã branca
200
400
600
800
1000
1200
1400
1600
1800
20000
1680Cassiopéis AEuropeus
Possível10.000 a.l.
Colapso de massiva
147147
Pulsar
148148
Pulsar
“Visão”
Descobertos em 1967
“Luz”
Radiotelescópios
Eixo deRotaçãoEixo
magnético
Estrelade
nêutrons
Campo magnético 10 bilhões de vezes o do
Sol
Farol de Navegação
149149
Processos de extinção em massa
de seres vivos
150150
Extinção dos Dinossauros( 65 milhões de anos atrás )
Raios X
Supernova
151151
Choque de asteróide com a Terra
Poeira
Fuligeme fumaça
Asteróide
Gás epoeira
152152
(Mini)Era Glacial
Calor
Calor
AtmosferaPoluída
153153
Evolução de uma estrela peso pesado
161161
ClassificaClassificaçção de estrelas ão de estrelas segundo sua massasegundo sua massa
Peso leve
(Magrinha)
Peso médio(Gordinha)
Peso pesado(Obesa)
154154
Evolução de uma estrela peso pesadopeso pesado
Protoestrela
Supergigante
vermelha
Pressão Gravitacional > Pressão Térmica
Reaçãode fusãonuclear
?Colapsogravitacional
155155
Lançamento de corpos em Lançamento de corpos em campos gravitacionaiscampos gravitacionais
Luz
Lua
Luz
156156
Lançamento de corpos em
campos gravitacionais
Lua
Luz
Luz
157157
Estrela Colapsada
158158
Lei da atração gravitacional
F Fd
M m
F = G M m / d2
M,m = massas dos corpos envolvidosd = distância entre as massasF = força de atração gravitacional
F Fd
Mm=0 F F = G= G M M 00 // dd22
F = 0 !?!F = 0 !?!Não há Não há
força de força de atração!atração!
159159
Geodésica
É a trajetóriapercorrida pela luz
160160
Curvatura do EspaçoUniverso
Vazio
Geodésicasretilíneas
Açúcar
m
Universonão vazio
Geodésicascurvas
161161164164
Foto de um Buraco Negro
?
BuracoNegro
BuracoNegro
162162
Representação geométrica de um
Buraco Negro
Geodésicas num espaço vazio
Geodésicas nasproximidades deum Buraco Negro
163163
‘Massa’ de um fóton
Fóton E = mc2
fc
E = hfmc2 = hf
m = hf / c2
164164
Horizonte de eventos
Geodésica
Horizonte de eventos:
Superfície que delimita a região do espaço em torno de um buraco
negro de modo que qualquer corpo (ou mesmo a Luz) que nele penetre,
não pode mais dele sair .
165165
Forças de maré num Buraco Negro
gcabeça
gpé
BuracoNegro
166166
Detecção de Buracos Negros
Se não é possívelver um
Buraco Negro,como posso saber
que ele existe ?
Foto de um Buraco Negro
?
167167
Princípio da Inércia( Newton, 1642- 1727 )
Um corpo, sobre o qual nãoage nenhuma força, tende a
manter seu estado demovimento ou de repouso.
V VXForça Movimentoretilíneouniforme
168168
Primeira Lei de Kepler( 1571 - 1630 )
Um corpo ligado a outro, gravitacionalmente,gira em torno dele numa órbita elíptica.
169169
Movimento em torno do Centro de Massa Comum
11 11
22
22
33
33
4444 CMCM
MM mm
ddDD
M d = m D
r = d + D
170170
Sistema Binário de estrelas
CM
1
1
2
2
3
3
4
4
5
5
Velocidade
171171
Terceira Lei de KeplerTerceira Lei de Kepler
T’
M
m
m’
r
r’ T(( r r // r’ r’ ))33 = ( = ( T T // T’ T’ ))22
r 3 = [G/(42)] ( MM + m ) T 2
Expressão correta:
r r 33 = k = k T T 22
Expressão aproximada de Kepler
172172
Massas das estrelas de Sistemas Binários
M d = m D
r = d + D
r 3 = [G/(42)] ( MM + m ) T 2
M , m
173173
Sistema Planetário
CM
12
3 4
5
1
3 4
52
m <<< mSol Planeta !Planeta !
Velocidade
174174
Sistema Binário de estrelas
?
3 4
1 2 5
12
3 4
5
m >>> mSol Buraco Negro !
Velocidade
175175
Fontes de Raios X
Raios X
Matéria(cargas elétricas)
caindo na estrela centralpor atração gravitacional
Buraconegro
AnãBranca
SistemaBinário
Raios X
176176
Fontes de raios-X no centro da Galáxia
Telescópio Chandra( Raios X )
Foto em raios-X do Centro Galáctico
177177
Fontes de Raios-XFontes de Raios-X
178178
Não!Não!Será que a Terra poderá vir a ser um
buraco negro?
179179
Fabricar um Buraco Negro !
?
BuracoNegroTerra
180180
Para se tornar um Buraco Negro
Raio
Massa ?
Raio de Schwarzschild:
R = ( 2GM ) / c2
Terra 3x10-6 M 1 cm 1027
Sol 1 M 3 km 1016
Estrela Pesada 10 M 30 km 1014
Galáxia 1011 M 0,03 AL 10-6
Universo ? ? ?
R=?
Corpo / sistema Massa Raio Densid. MSol= 2x1030 kg g/cm3
Schwarzschild
181181
Relação entre tamanho e massa
R =
2G
M/c
2
Planetas
Asteróides
Anã branca
Pulsar
Sol
ÁtomosMoléculas
Núcleos atômicos Massa da estruturaMassa da estrutura
Tam
anh
o d
a es
tru
tura
Região decolapso
gravitacional
Buraco Negro
Estrela
Galáxia
Universo
182182
Fatores que poderiam "inchar" a massa do Universo
Fatores que poderiam "inchar" a massa do Universo
Buracos negros
Neutrinos com massa
p p
D
NeutrinoNeutrino
PósitronPósitronMassa
escura no Universo
? ? ? ?
183183
Universo como um Buraco Negro
R =
2G
M/c
2
Universo
Galáxia
Anã branca
Pulsar
Sol
Planetas
Asteróides
ÁtomosMoléculas
Núcleos atômicos Massa da estruturaMassa da estrutura
Tam
anh
o d
a es
tru
tura
Região decolapso
gravitacional
Buraco Negro
Estrela
184184
Conclusão
Pode ser que Nosso Universose comporte como um
Buraco Negro
• Nada do que está dentro pode sair;• Para “outro” Universo, somos invisíveis.
185185
Evolução do Evolução do UniversoUniverso
186186
Etapas da Evoluçãodo Universo
Etapas da Evoluçãodo Universo
Big-bang
Hoje
??
Era dePlanck
~
~
~
~p
~n n
p
~
Era doshádrons
e+ e-
+ -
Era dosLéptons D
He
Era daRadiação
Era da Matéria D
esac
op
lam
ento
M
atér
ia /
En
erg
ia
Formaçãode galáxias
Formaçãode estrelas
Sol
0 10-43
s10-6
s1s
1min
10 kanos
300 kanos
1 Banos
4 Banos
10,5 Banos
15 Banos
187187
Instantes iniciais do UniversoUniverso
primordial
Big-bangUniverso(H2 e He)
188188
Formação de galáxias por fragmentaçãoUniverso
GaláxiasGaláxia de Andrômeda
189189
Aglomerado de galáxias
190190
Contração gravitacional de uma nebulosa
Contração gravitacional de uma nebulosa
GásHidrogênio
191191
Nascimento de uma estrela
Início dasreações de
Fusão Nuclear
Nasceu a estrela !
Nebulosainicial
192192
Formação de estrelas fora de Nossa Galáxia
193193
Formação de estrelas em Nossa Galáxia
Nebulosada
Tarântula
194194
O Sol e nós!O Sol e nós!Formação
de estrelas na Nossa Galáxia
Sol
Nós
Terra
195195
Uma dúvida...
Big-bangBig-bang
Universoinicial
(H2 e He)
196196
Como surgiram os elementos pesados?Elemento existente
logo após o big-bang
Elemento existente logo após o
big-bang
Reações de fusão nuclear no interior
das estrelas
Formação de elementos pesados durante explosão
de uma supernova
197197
Se o Sol é uma estrelapeso leve, sem poder
gerar Ferro, por exemplo,então
como surgiram os elementos pesados do
Sistema solar?
198198
Sol: uma estrela de segunda mão
H
H
Nebulosasolar
Nebulosavizinha
H
EstrelaSupergigante
H
Supernova
He C O Si Fe... Cu Ag Pt Au Pb U ...
Estrelaremanescente
?
199199
Ser HumanoSer Humano
Matéria prima:Matéria prima:
HidrogênioPedaços de estrelas que explodiram!
200200
Formação contínuade estrelas
H
AnãBranca
Super-nova
Buraconegro
Matériaejetada
Estrela
Mei
o i
nte
rest
elar
Estrela denêutrons
Leve
Média
Pesada
Prim. Geração
Seg. Geração
MassaMassamarronmarron
201201
Nebulosaenriquecida
Reciclagem de estrelas
Nebulosaprimordial
PesoMédio Super
GiganteVermelha
SuperGigante
Azul
Estrela Supernova
SuperGigante
Azul
Reaçõesde fusãonuclear
Sistema Solar
202202
Aglomerado estelar jovem
nascido na Nebulosa 30
Dorado
Nascimento de estrelas de segunda geração
203203
Condição para o desenvolvimento de vida num sistema planetário
Como os organismos vivos exigem elementos pesados,
isso significa que os sistemas planetários em que eles podem se
desenvolver
devem estar associados com devem estar associados com estrelas de segunda geração em estrelas de segunda geração em
diante.diante.Formação de estrelas de
segunda geração
204204
E ... a vida ?Como surgiu na Terra ?
205205
VidaUma definição de ser vivo:
Um ser vivo é aquele que consegue:
• se manteree
• perpetuar a espécie
206206
Vida TerrestreVida Terrestre Toda forma de vida na Terra é composta
pelos mesmos “tijolinhos” básicos: Toda forma de vida na Terra é composta
pelos mesmos “tijolinhos” básicos:
R C
H
NH2
CO
OH
CarboxilaAmina
RadicalgenéricoAminoácidosAminoácidos
Basenitrogenada
Açúcar
Fosfato
NucleotídeosNucleotídeos
DNADNAMolécula da hereditariedade
Diâ
met
ro20
A
Passo
34 A
207207
Gerar Vida no laboratório?
MatériaInorgâ-
nica
H2
CNH3
H2O
Raio XUV
MatériaOrgânicaProteínasAçúcares
AminoácidosNucleotídeos
(Biopolímeros)
Miller(1957)
208208
Seres “quase” vivosSeres “quase” vivos Vírus são entes que estão “entre” os seres
vivos e os inanimados Vírus são entes que estão “entre” os seres
vivos e os inanimados
Ser ounão ser ?
Vírus
209209
Geração de Vida na Terra
C
ON
Raios X
Ultravioleta
Água
Ca Fe
Compostosorgânicos
Biopolímeros
Procariontes(unicelulares)
?Protobiontes
VIDA :Feliz coincidência de propriedades
Físicas e Químicasnum determinado local e momento?
210210
Será que os Terráqueossão, mesmo, originários
da Terra ?
?
211211
A vida surgiu na Terra?A vida surgiu na Terra?
Cada passo necessário para a origem da vida é de pequena probabilidade de ocorrência.
A seqüência toda exige uma quantidade de matéria muito maior do que a existente na Terra!
MeioInterestelar
Onde, então?
212212
Moléculas interestelaresMoléculas interestelares
HC11N, HC9N, HC5NCH3OH (álcool metílico)CH3CH2CNHCOOCH3
CH4 (metano)NH3 (amoníaco)H2O (água) H2CO (formol)C2H2 (acetileno)CO (monóxido de Carbono)H2, C2, OH, CHCH3NH2, HNO, CNOCS, HNCS, SO2
HC11N, HC9N, HC5NCH3OH (álcool metílico)CH3CH2CNHCOOCH3
CH4 (metano)NH3 (amoníaco)H2O (água) H2CO (formol)C2H2 (acetileno)CO (monóxido de Carbono)H2, C2, OH, CHCH3NH2, HNO, CNOCS, HNCS, SO2
C2H5OH(CH3)2OC2H5CNHC13N
CH3CHOCH3C2HHCOOH
C2H5OH(CH3)2OC2H5CNHC13N
CH3CHOCH3C2HHCOOH
Algumas moléculas interestelares,
fundamentais para a vida, já detectadas
Algumas moléculas interestelares,
fundamentais para a vida, já detectadas
213213
!
Vida
?
Vida
Vida trazidaà Terra?
Vida trazidaà Terra?
Vida
Panspermia:A vida surgiu em
diferenteslocais e foi espalhada
pelo Universo.
Panspermia:A vida surgiu em
diferenteslocais e foi espalhada
pelo Universo.
214214
ConclusãoConclusão
É possível que cada um de nós tenha tido um ancestral
extraterrestre!
215215
Importante!Importante!• Não há Não há
nenhuma nenhuma prova da prova da existência existência de Vida de Vida fora da fora da Terra.Terra.
• Mas ... Mas ... também não também não há nenhuma há nenhuma
prova de prova de que ela lá que ela lá
não exista!não exista!Não achei
cobra nenhuma!
FimFim R. BoczkoR. Boczko
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