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- Supernovas - O fim de algumas estrelas. Por: Evandro M. Ribeiro. Primeiras Observações.

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Presentation Transcript
primeiras observa es
Primeiras Observações
  • 165 d.C – Um forte brilho é observado nas proximidades da estrela Alpha Centauri não se tem muitos registros sobre a magnitude desse objeto. Foi registrada por observadores Chineses no livro de Han como uma “estrela convidada” e é citada na literatura Romana, foi visível no céu noturno por 8 meses.
primeiras observa es1
Primeiras Observações
  • 1006 d.C – Dessa vez na constelação de Lobo um forte brilho observado e registrado por observadores na China, Egito, Iraque, Japão, Suíca e possivelmente na América do Norte.
  • O Astrônomo e Astrólogo Egípcio Ali ibn Ridwan escreveu que o objeto tinha aproximadamente 2,5 ou 3 vezes o tamanho do disco de Vênus e mais ou menos um quarto do brilho da Lua. O mesmo é dito nos registros chineses, portanto acredita-se que não seja um exagero.
  • Permaneceu visível durante o dia por algumas semanas e durante a noite por mais de 2 anos! É o objeto estelar mais brilhante observado pela humanidade até hoje.
primeiras observa es2
Primeiras Observações
  • 1054 d.C – Novamente observado por Chineses e Árabes esteve brilhante o suficiente para ser vista durante o dia por 23 dias e durante a noite por 653 dias (~ 1 ano, 9 meses e 18 dias), Existem evidências de que nativos norte americanos também tenham registrado o evento.

Lua

especula es
Especulações
  • Os registros dos Chineses sobre esses eventos são principalmente de caráter astrológico, no sentido de que aparição dessas “novas estrelas” eram sinais de boa sorte ou azar para o império.
  • A principal hipótese científica sobre o assunto sugere que esses objetos estavam ligados ao nascimento de novas estrelas daí o nome “supernova” para esses eventos.
  • Mas afinal, como “nasce” uma estrela ?
porque as estrelas brilham

Partícula

Expansão

térmica

Vai...

Vem...

Contração

gravitacional

Porque as estrelas brilham...

Se a massa da estrela fica entre 1% e 8% da massa do Sol a contração gravitacional é contida pela expansão térmica mas a estrela ainda não brilha,

Quando a massa ultrapassa 0,08 massas solares a temperatura no núcleo é suficiente (10,000 K) para realizar fusão nuclear. Mas....

o que fus o

4 Hidrogênios

... o que é fusão ?

Fusão é o processo no qual as partículas que formam os átomos de determinado elemento se juntam formando um novo elemento, no caso das estrelas como o seu principal componente é o Hidrogênio ocorre a fusão de Hidrogênio se transformando em Hélio

  • Esse processo libera energia suficiente para conter o colapso gravitacional e fazer o objeto “brilhar”.
quando acaba o hidrog nio
Quando acaba o Hidrogênio
  • Libera energia suficiente para expandir a estrela, fase de Gigantes Vermelhas
an s brancas
Anãs Brancas
  • São objetos com aproximadamente a massa do Sol comprimida em uma esfera do tamanho aproximado da Terra.
  • Pode chegar a uma temperatura efetiva de 150,000 K
an s brancas1
Anãs Brancas

Sírius A

~2 vezes maior que o sol

Sírius B

Anã Branca

estrelas mais massivas
Estrelas mais massivas
  • Estrelas a partir de 10 massas solares quando acabam com o Hélio em seu interior começam a fundir elementos ainda mais pesados...
enfim

+

=

+

Próton

Elétron

Nêutrons

Neutrino

Enfim...
  • Até que as fusões se tornam tão energéticas que a estrela explode violentamente liberando as camadas externas em velocidades autíssimas e o que sobra em seu núcleo se torna um objeto super compacto conhecido como estrela de nêutrons.
an branca vs estrela de n utrons
Anã-Branca vs Estrela de Nêutrons
  • Anã Branca
    • Uma colher de chá = 50 toneladas
  • Estrela de Nêutrons
    • Uma colher de chá = 100 milhões de toneladas!
ocorr ncia de supernovas
Ocorrência de Supernovas
  • Ocorre aproximadamente uma Supernova a cada século na nossa galáxia, mas nem todas são visíveis, há relatos de apenas 3 no último milênio!
  • As últimas foram em 1054, 1572 e 1604.
  • Em 1987 ocorreu uma na Grande Nuvem de Magalhães.
como se observa supernovas
Como se observa Supernovas?
  • Telescópio Espacial Hubble:
classifica o de supernovas
Classificação de Supernovas
  • Supernova Tipo I – Não Possui linhas de hidrogênio no espectro
  • Supernova Tipo II – Apresentam linhas de hidrogênio no espectro
  • Tipo Ia – Regulares mas raras, usadas como Velas-padrão
  • Tipos Ib e Ic – Colapso de estrelas deficientes de Hidrogênio
  • Colapso direto de estrelas massivas
sn tipo 1 novas
SN Tipo 1ª “Novas”
  • Provenientes de sistemas binários onde uma das estrelas é uma anã branca e a outra uma estrela da sequência principal ou gigante vermelha.
  • Devido à grande regularidade do espectro são usadas para medir distâncias entre galáxias.
  • Ocorre aproximadamente 1 a cada 400 anos por galáxia.
sn tipo 2
SN Tipo 2
  • Após a queima do Hidrogênio e do Hélio, a estrela passa a fundir Carbono e outros elementos “rapidamente”, depois do ferro os elementos entram em combustão e são expelidos a altíssimas velocidades.
  • Mais comum do que os outros tipos de Supernovas.
sn 1054
SN 1054
  • A Nebulosa do Caranguejo ou M1 na constelação de Touro é um dos remanescentes de supernova mais estudados hoje em dia, distante de nós cerca de 6300 anos-luz é um dos mais próximos objetos desse tipo, descoberto por John Bevis em 1731 e catalogado por Messier em 1758.
  • Possui algumas características interessantes
cora o pulsante
Coração Pulsante
  • Em 1967 Jocelyn Bell aluna da graduação em astronomia da Universidade de Cambridge, Inglaterra, detectou na constelação de Touro uma fonte periódica de Raios-X com uma precisão impressionante que pulsava 33 vezes por segundo.
  • Em seguida constataram que esse “pulsar” vinha do centro da nebulosa de Caranguejo
pulsars
Pulsars
  • O campo magnético de uma estrela de nêutrons chega a ser até 1 bilhão de vezer maior que o da Terra. Esse campo acelera as partículas em direção aos polos magnéticos da estrela que nem sempre é o polo de rotação. Essas partículas aceleradas emitem radiação do comprimento de ondas de Rádio e Raios-X e ás vezes Raios Gamma.
  • Quando o polo magnético não coincide com o polo de rotação o objeto funciona como um farol.
energias
Energias
  • Bomba de Hiroshima
    • 15 kilotons = ~6x1020 ergs
  • Bomba H (EUA)
    • 25 Megatons = ~1024 ergs
  • Novas (SN 1a)
    • ~ 1044 ergs
  • Suprenovas
    • ~1050 ergs
  • Hipernovas
    • ~1052 ergs
slide37

Créditos

Várias Imagens:

http://astro.if.ufrgs.br

Gigantes Azuis:

http://www.observatorio.ufmg.br/Sol1.gif

http://www.daviddarling.info/images/Alnitak_and_Flame_Nebula.jpg

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/45/Alnitak_sun_comparision.png

http://www.windows.ucar.edu/the_universe/images/rigel_sm.jpg

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0c/Rigel_sun_comparision.pnghttp://lfpontes.planetaclix.pt/ast_n.html

Escalas:

http://img285.imageshack.us/img285/8273/escala0312wh.jpg

http://img240.imageshack.us/img240/3535/escala0111mc.jpg

http://www.apolo11.com/imagens/etc/sistema_estelar_escala_5_470.jpg

http://www.apolo11.com/imagens/etc/sistema_estelar_escala_4_470.jpg

http://2.bp.blogspot.com/_0nkltQmoFpg/RwOvPyIJNwI/AAAAAAAAC3s/iXFGMfPv8PQ/s320/PlanetasEscala02.jpg

Nebulosas Planetárias:

http://www.geocities.com/WestHollywood/Stonewall/9969/helix03_hst.jpg

http://www.daviddarling.info/images/Ring_Nebula_Hubble.jpg

http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/mirrors/apod_e/image/0705/catseye2_hst.jpg

Reciclagem estelar:

http://learn.uci.edu/media/OC08/11004/OC0811004_StarLifeCycle.jpg

Type 1a:http://scienceblogs.com/startswithabang/upload/2009/07/the_last_100_years_1998_and_th/picture-16.pngAtomic Bomb:http://documentotupiniquim.com/wp-content/uploads/2008/05/bomba_atomica.jpgSupernovas:http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/multimedia/photos08-162.html

bibliografia
Bibliografia
  • Livros e Revistas:
    • University of Cambridge Atlas of Astronomy.
    • Revista Astronomy Brasil, Janeiro 2007 – Pág 58 a 61.
    • Revista Astronomy Brasil, Junho 2007 – Pág 26 a 33.
  • Internet:
    • http://astro.if.ufrgs.br
    • http://www.astro.washington.edu/courses/labs/clearinghouse/labs/Propsn/propsn.html
    • http://omnis.if.ufrj.br/~ioav/nota.html
    • http://www.translatorscafe.com/cafe/units-converter/energy/calculator/megaton-%5BMton%5D-to-erg/