Birth and Evolution of Stars: A Cosmic Symphony of Creation

1. IntroduçãoàRelatividade estrelas Espaço Alexandria Carlos Zarro Reinaldo de Melo e Souza

2. 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.” OlavoBilac, Via Láctea, Soneto XIII

3. estrelas • São objetosquevivem no tênueequilíbrio entre a forçagravitacionalque as tentaimplodire a forçanuclearque as tentaexplodir. O touro e a sucuri, Diocleciano de Oliveira

4. 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

5. o nascimento da estrela • Inicialmenteformadanumanuvemtênue de matéria. • 16 átomos de H paracadaátomo de He. http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-star-born

6. o nascimento da estrela • Inicialmenteformadanumanuvemtênue de matéria. • 16 átomos de H paracadaátomo de He. • Ambientefrio: centenas de Kelvin. http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-star-born

7. o nascimento da estrela • Inicialmenteformadanumanuvemtênue de matéria. • 16 átomos de H paracadaátomo de He. • Ambientefrio: centenas de Kelvin. • Instabilidadesfazemalgumasregiões seremmaisdensas do queoutras. http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-star-born

8. o nascimento da estrela • Inicialmenteformadanumanuvemtênue de matéria. • 16 átomos de H paracadaátomo de He. • Ambientefrio: centenas de Kelvin. • Instabilidadesfazemalgumasregiões seremmaisdensas do queoutras. • Início do colapsogravitacional. http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-star-born

9. o nascimento da estrela • Inicialmenteformadanumanuvemtênue de matéria. • 16 átomos de H paracadaátomo de He. • Ambientefrio: centenas de Kelvin. • Instabilidadesfazemalgumasregiões seremmaisdensas do queoutras. • Início do colapsogravitacional. • Devehaverumamassacrítica. http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-star-born

10. o nascimento da estrela • Inicialmenteformadanumanuvemtênue de matéria. • 16 átomos de H paracadaátomo de He. • Ambientefrio: centenas de Kelvin. • Instabilidadesfazemalgumasregiões seremmaisdensas do queoutras. • Início do colapsogravitacional. • Devehaverumamassacrítica. • Aumenta a energiagravitacional e, conseqüentemente a temperatura. http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-star-born

11. o nascimento da estrela • Inicialmenteformadanumanuvemtênue de matéria. • 16 átomos de H paracadaátomo de He. • Ambientefrio: centenas de Kelvin. • Instabilidadesfazemalgumasregiões seremmaisdensas do queoutras. • Início do colapsogravitacional. • Devehaverumamassacrítica. • Aumenta a energiagravitacional e, conseqüentemente a temperatura. • Começa a fusão nuclear do H em He. http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-is-a-star-born

12. ordens de grandeza envolvidas • Massa do Sol: 1,99 x 1030 kg. • Massa da Terra: 5,97 x 1024 kg.

13. 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.

14. 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 emitidapelaestrela

15. A evolução estelar https://www.mtholyoke.edu/courses/mdyar/ast100/HW/hw3_JL.html

16. A evolução estelar http://www.seasky.org/celestial-objects/stars.html

17. a evolução do sol • É o paradigmapara a evolução de estrelas com massas entre 0,3 e 8 massassolares. http://en.wikipedia.org/wiki/Sun

18. a evolução do sol • É o paradigmapara a evolução de estrelas com massas entre 0,3 e 8 massassolares. • Éumaestrelaextremamente vulgar. http://en.wikipedia.org/wiki/Sun

19. a evolução do sol • O sol éformadoprincipalmente por Hidrogênio. http://en.wikipedia.org/wiki/Sun

20. a evolução do sol • O sol éformadoprincipalmente por Hidrogênio. • Podeserformuladocomo um gás ideal napresença de umaforçagravitacional. http://en.wikipedia.org/wiki/Sun

21. a evolução do sol • O sol éformadoprincipalmente por Hidrogênio. • Podeserformuladocomo um gás ideal napresença de umaforçagravitacional. • Fusão nuclear do H em He: Seqüência principal. • Dura bilhões de anos. http://en.wikipedia.org/wiki/Sun

22. a evolução do sol • O sol éformadoprincipalmente por Hidrogênio. • Podeserformuladocomo um gás ideal napresença de umaforçagravitacional. • Fusão nuclear do H em He: Seqüência principal. • Dura bilhões de anos. • É um período de pazpara a estrela: Seuraio e luminosidadenão se alteram. http://en.wikipedia.org/wiki/Sun

23. a evolução do sol • O sol éformadoprincipalmente por Hidrogênio. • Podeserformuladocomo um gás ideal napresença de umaforçagravitacional. • Fusão nuclear do H em He: Seqüência principal. • Dura bilhões de anos. • É um período de pazpara a estrela: Seuraio e luminosidadenão se alteram. • Estareaçãoliberamuitaenergia! • Responsável pelo brilho do sol. https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion

24. a evolução do sol • O sol éformadoprincipalmente por Hidrogênio. • Podeserformuladocomo um gás ideal napresença de umaforçagravitacional. • Fusão nuclear do H em He: Seqüência principal. • Dura bilhões de anos. • É um período de pazpara a estrela: Seuraio e luminosidadenão se alteram. • Estareaçãoliberamuitaenergia! • Responsável pelo brilho do sol. 41H  → 21H + 2He  +  2 e+  +  2 ν+2 γ  +  26.8 MeV https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion

25. a evolução do sol • O sol éformadoprincipalmente por Hidrogênio. • Podeserformuladocomo um gás ideal napresença de umaforçagravitacional. • Fusão nuclear do H em He: Seqüência principal. • Dura bilhões de anos. • É um período de pazpara a estrela: Seuraio e luminosidadenão se alteram. • Estareaçãoliberamuitaenergia! • Responsável pelo brilho do sol. 41H  → 21H + 2He  +  2 e+  +  2 ν+2 γ  +  26.8 MeV Massa foitransformada em energia!! https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion

26. e quando o hidrogênio acabar? “Quenãosejaimortal, postoqueéchama Mas quesejainfinitoenquantodure” Vinícius de Moraes, Soneto de Fidelidade

27. e quando o hidrogênio acabar? “Quenãosejaimortal, postoqueéchama Mas quesejainfinitoenquantodure” Vinícius de Moraes, Soneto de Fidelidade • O núcleopassa a sercompostoquaseinteiramente por He. • A estrelapassa a queimarHidrogênio em suascamadassuperiores.

28. e quando o hidrogênio acabar? “Quenãosejaimortal, postoqueéchama Mas quesejainfinitoenquantodure” Vinícius de Moraes, Soneto de Fidelidade • O núcleopassa a sercompostoquaseinteiramente por He. • A estrelapassa a queimarHidrogênio em suascamadassuperiores. • O núcleosofrecontraçãogravitacionalporémsuascamadasexterioresexpandem. • Momento de instabilidade.

29. e quando o hidrogênio acabar? “Quenãosejaimortal, postoqueéchama Mas quesejainfinitoenquantodure” Vinícius de Moraes, Soneto de Fidelidade • O núcleopassa a sercompostoquaseinteiramente por He. • A estrelapassa a queimarHidrogênio em suascamadassuperiores. • O núcleosofrecontraçãogravitacionalporémsuascamadasexterioresexpandem. • Momento de instabilidade. • Seuraioaumenta e sua temperaturadiminui.

30. e quando o hidrogênio acabar? “Quenãosejaimortal, postoqueéchama Mas quesejainfinitoenquantodure” Vinícius de Moraes, Soneto de Fidelidade • O núcleopassa a sercompostoquaseinteiramente por He. • A estrelapassa a queimarHidrogênio em suascamadassuperiores. • O núcleosofrecontraçãogravitacionalporémsuascamadasexterioresexpandem. • Momento de instabilidade. • Seuraioaumenta e sua temperaturadiminui. • O núcleocontrai e esquenta. Começa a queimarHélio em Carbono e Oxigênio.

31. e quando o hidrogênio acabar? “Quenãosejaimortal, postoqueéchama Mas quesejainfinitoenquantodure” Vinícius de Moraes, Soneto de Fidelidade • O núcleopassa a sercompostoquaseinteiramente por He. • A estrelapassa a queimarHidrogênio em suascamadassuperiores. • O núcleosofrecontraçãogravitacionalporémsuascamadasexterioresexpandem. • Momento de instabilidade. • Seuraioaumenta e sua temperaturadiminui. • O núcleocontrai e esquenta. Começa a queimarHélio em Carbono e Oxigênio. Entramosnafase das…

32. gigantes vermelhas

33. gigantes vermelhas http://www.physics.usyd.edu.au/~bedding/kepler/

34. gigantes vermelhas https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l6_p2.html

35. gigantes vermelhas http://www.space.com/18982-earth-destruction-last-surviving-organisms.html

36. e quando o hélio acabar? • Núcleo composto majoritariamente por C e O.

37. 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.

38. 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.

39. 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.

40. 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.

41. nebulosas planetárias

42. nebulosas planetárias http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae • Diâmetro da ordem de um anoluz!

43. nebulosas planetárias http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae • Diâmetro da ordem de um anoluz! • Gásionizadomuitorarefeito (102 a 104partículas/cm3)

44. nebulosas planetárias http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae • Diâmetro da ordem de um anoluz! • Gásionizadomuitorarefeito (102 a 104partículas/cm3) • Na atmosferaterrestretemos 2,5 x 1019partículas/cm3!

45. nebulosas planetárias http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae • Diâmetro da ordem de um anoluz! • Gásionizadomuitorarefeito (102 a 104partículas/cm3) • Na atmosferaterrestretemos 2,5 x 1019partículas/cm3! • As nebulosassãoimportantespara a formação de novasestrelas.

46. nebulosas planetárias http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae • Diâmetro da ordem de um anoluz! • Gásionizadomuitorarefeito (102 a 104partículas/cm3) • Na atmosferaterrestretemos 2,5 x 1019partículas/cm3! • As nebulosassãoimportantespara a formação de novasestrelas. • E quantoaonúcleo de carbono-oxigênio?

47. nebulosas planetárias http://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebulae • Diâmetro da ordem de um anoluz! • Gásionizadomuitorarefeito (102 a 104partículas/cm3) • Na atmosferaterrestretemos 2,5 x 1019partículas/cm3! • As nebulosassãoimportantespara a formação de novasestrelas. • E quantoaonúcleo de carbono-oxigênio? Entramosnafase das anãsbrancas!!

48. anãs brancas

49. anãs brancas http://www.nasa.gov/centers/goddard/images/content/207358main_whitedwarf_20080102_HI1.jpg

50. 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.