Evolução Estelar R. Boczko IAG-USP 13 01 11
O que é uma estrela? É um corpo  gasoso no interior do qual ocorrem reações de fusão nuclear  formando elementos mais pesa...
Pontas das Estrelas !? Afinal :  As estrelas têm ou não têm PONTAS ?
“ Pontas”  das  estrelas Atmosfera Terra Cintilação Vácuo Ar Refração atmosférica
Massa das estrelas
Classificação  de estrelas segundo sua massa Peso leve (Magrinha) Peso médio (Gordinha) Peso pesado (Obesa)
Nascimento , Vida e Morte de Estrelas
Evolução de uma estrela segundo sua massa Nebulosa Estrela  Supernova 'Peso' Leve 'Peso' Médio 'Peso' Pesado Gigante Verme...
Biografia de uma estrela
História baseada em modelos físico-matemáticos 0 anos 100 anos 100 anos 0 anos ? 10.000.000.000 anos ? 30 segundos
Como se formam as estrelas?
Pressão gravitacional Existindo  massa , existe atração gravitacional
Contração gravitacional de uma nebulosa F F d m m’ F  = G   m m’   /   d 2 Lei da atração gravitacional A forma geométrica...
Possíveis causadores da contração gravitacional da nebulosa Causas internas (Colapso espontâneo) Causas externas (Colapso ...
Onde nascem as estrelas?
Nebulosa Escura NGC 6520 Barnard 86
Extinção interestelar Parece que não há estrelas na região central da nebulosa. Será que não há mesmo? Foto no visível Fot...
Nebulosa Escura Cabeça do Cavalo em Orion
Nebulosa de Orion
Nebulosa Trífida ( Sagitário )
Proto-estrelas ( NGC 2237 )
Um pouquinho de física atômica
Átomos e Íons Próton + Nêutron Elétron - Convenção Átomo neutro N p   =   N e p n e Nível Fundamental Átomo excitado N p  ...
Aquecimento da proto-estrela + + - - Excitação Ionização Gás Hidrogênio Desexcitação
Fusão nuclear + + - - Movimento Elemento mais pesado Fusão nuclear Energia
De proto-estrela à estrela
Nascimento de uma estrela Nasceu a estrela ! Início das reações de Fusão Nuclear Nebulosa inicial
Tempo de contração gravitacional até se tornar uma estrela 0,1 M ¤    1.000  milhões de anos 1,0 M ¤    30  milhões de a...
Como é gerada a energia no interior de uma estrela?
Fusão do hidrogênio E =  (  m ) c 2 p p D Neutrino Pósitron p He 3  p p p D He 3  Neutrino Pósitron p He 4 p p p m = 10...
Relação entre massa e energia m E = m c 2   c = velocidade da luz no vácuo E
Geração de energia por fusão nuclear Elemento Leve + Elemento Leve Elemento Pesado + Energia
Fases da formação e da vida de uma estrela Nasceu a estrela! Feto Proto- estrela Pré- seqüência principal Adoles-cência Se...
Seqüência Principal Quando uma estrela nasce, diz-se que ela entrou no Período Principal   de sua vida, também chamado de ...
Estrelas irmãs
Aglomerado Estelar Glóbulos de Bok Aglomerado Estelar Bart Bok ( ~1940 ) Nuvem Inicial bok ( NGC 3293 )
Região com formação de estrelas
Aglomerado Jovem ( NGC 3293 )
Aglomerado estelar rico
Nebulosa LH95 Região de formação de estrelas Grande Nuvem de Magalhães Constelação : Dorada Distância = 160.000 a.l. Diâme...
Aglomerado aberto M25
Ômega Centauro Aglomerados globulares  =  ~200 Distância = 15.000 a.l. Diâmetro = 150 a.l. 10.000.000 estrelas
Porque a estrela não colapsa? ?
Temperatura Frio A  Temperatura  de um corpo mede o grau de agitação caótica de suas partículas. Quente
Pressão Térmica Ar frio Balão com mecha apagada Devido à  temperatura , existe a  pressão térmica. Mecha acesa
Pressões atuantes numa estrela Partícula Contração gravitacional Vem... Expansão térmica Vai...
( Des )equilíbrio Estático P T  = Pressão Térmica  P G  = Pressão Gravitacional Pressão gravitacional Pressão térmica P T ...
Como determinar a temperatura de uma estrela? 37,5 0  !
Corpo Negro Emite o máximo de energia em todos os comprimentos de onda para uma dada temperatura. Corpo Negro Absorve toda...
Corpo Negro Absorve toda a energia que  possa incidir sobre ele. Corpo Negro Emite o máximo de energia em todos os comprim...
Telescópio com medidor de luz Filtro Fotômetro
Lei de Stefan - Boltzmann F =    T  4 Fluxo   Comprimento de onda 4000 K 7000 K Filtro Fotômetro
Sol emitindo como Corpo Negro Fluxo   Comprimento de onda T = 6000 K Filtro Fotômetro Sol
Temperatura e cor superficiais de uma estrela 60.000 K 30.000 K     9.500 K     7.200 K     6.000 K     5.250 K     3.850 ...
Estrelas   quentes   e   frias
Como se formou o Sol e o Sistema Solar ? Cosmogonia
Tamanhos comparados de algumas estrelas Sol
Contração da Nebulosa Solar Gás
Achatamento da nebulosa v F Grav. F Centríf. F Grav. F Grav. F Grav. F Centríf.
Formação do Sol e dos Planetas Visão de perfil Visão de topo Velocidades angulares diferentes Turbulência Turbulência Turb...
Formação do Sistema Solar Planeta é um sub-produto da formação estelar. Concentração de massa Concentração de massa Concen...
“ Futuros” planetas extra-solares?
Centro da Via Láctea Candidatos a estrelas com planetas Sagitarius Windows Eclipsing Extra Solar Planet Search
E a Lua, como se formou? <ul><li>Irmã da Terra </li></ul><ul><li>Filha da Terra </li></ul><ul><li>Namorada da Terra </li><...
Lua: Irmã da Terra (co-formação) Terra
Lua: Filha da Terra (centrifugação) Terra Lua 'Terlua'
Lua: Namorada da Terra (captura gravitacional) Terra Lua Lua
Lua e Terra: Irmãs siamesas separadas (choque catastrófico) 'Terlua' Asteróide (?) Terra Lua
Limpando o Sistema Solar
Sistema Planetário “Sujo”
Vento Solar Perda de massa pelo vento solar = 1 milhão de ton por segundo Radiação (luz) Radiação (calor) Sol Elétrons Pró...
Vento Solar Varrendo as imediações do Sol.
Nuvem de Oort 100 bilhões de cometas 1 UA 100.000 UA
Estrutura do Sistema Solar Nuvem  de Oort Net Plu Estrela Próxima 280.000 UA     4,4 a.l. 100.000 UA 10.000 UA Nuvem  de ...
Origem dos Cometas 100 bilhões de cometas T P 100 000 ua Distância entre Sol e Terra: 1 Unidade Astronômica
Estrutura de um cometa Rocha recoberta com gelo de água e de CO 2 Cometa West Cauda gerada pelo Vento Solar e pela radiaçã...
Como se formou e evoluiu a Terra ?
Sol e Planetas Mer Vên Mar Ter Júp Sat Ura Net Plu Planetas Telúricos Planetas gasosos ou Jovianos
Distribuição inicial dos elementos químicos do  Sistema Solar Nebulosa Solar Antes  da formação dos planetas Depois  da fo...
Redistribuição dos elementos  antes  da formação dos planetas Redistribuição Formação dos planetas Tempo
Redistribuição dos elementos dependendo de seus pesos atômicos Elementos pesados Elementos leves Partículas de luz (fótons)
Atrito hidrodinâmico Turbulência + Concentração
Redistribuição dos elementos  depois  da formação dos planetas Redistribuição Formação dos planetas Tempo
Sublimação de gelos e evaporação de materiais leves
Limpeza de gelos e materiais leves Mantém gelos e elementos leves Perde gelos e elementos leves
Formação da Terra
As 4 forças da natureza m m’ GRAVITACIONAL : ocorre entre dois corpos com massas F F q q’ ELETROMAGNÉTICA : associada com ...
Átomos, moléculas, grãos, planetesimais + Átomos Molécula + Estrutura cristalina ou amorfa + Grão + Planetesimal
Formação da Terra Agregação de Planetesimais “ Feto” Terra R.F. Moulton T.C. Chamberlin C.F. Weizsäcker “ Bebê” Terra: mei...
Água e atmosfera da Terra
Molhando a Terra... Evaporação total Gelo Planetesimal (ou cometa) de gelo Formando os mares
Águas da Terra A maior parte da água existente na Terra foi trazida à Terra através de meteoritos ricos em  H 2 O (na form...
Criando a atmosfera da Terra Erupção vulcânica Liberou gases presos nos materiais do interior da Terra Atmosfera Atmosfera...
Fotossíntese Luz CO 2 O 2 Água Sais minerais Glucídios Lipídios Moléculas azotadas Algas e plantas primitivas
Voltemos às estrelas !
Plêiades Estrelas Jovens
Sol Estrela madura Proto- estrela Idade do Sol :  4,52 Bilhões de anos Feto Adoles-cência Velhice Vida  adulta
Estrutura do Sol Coroa Zona condutiva Zona radiativa Zona convectiva Mancha solar Erupção solar Composição  (em massa) H  ...
Mudanças na composição química do Sol 100% 75 50 25 0 % Centro Superfície Composição inicial de Hidrogênio Composição inic...
E ... qual será o futuro do Sol ? Peso Leve
Evolução para Gigante Vermelha Região de fusão nuclear Hoje Passado Futuro
Antares (Supergigante vermelha no Escorpião)
A gigante vermelha Sol Terra Hoje R=750.000 km d = 150.000.000 km d    150.000.000 km Num futuro muito distante ( 4,5 bil...
Evolução para Nebulosa Planetária e anã branca Gigante vermelha Nebulosa Planetária do Anel (Constelação da Lira) Visão de...
Nebulosas planetárias
Anãs-brancas em M4
Massa marron Nebulosa planetária Massa marron Fim completo da reações de fusão nuclear: morreu a estrela! Anã branca Ocorr...
Todas as estrelas evoluem como o Sol ? Não!
Tempo de vida de uma estrela Massa   Vida na Seq. Principal [m Estrela /m Sol ] [milhões de anos] 60  2 30 5 10     ...
Evolução conforme a massa da estrela Mais fusões Sequência principal Gigante Super- gigante Fusão do Hélio Nebulosa Planet...
Evolução de uma estrela peso médio
Evolução de estrelas peso médio Nuvem Inicial H  ->   He  +   Fe  +     ->   ? C  ->   O  +   Estrela de nêutrons He   ...
Reações de nucleossíntese estelar
Geração de energia por fusão nuclear Elemento Leve + Elemento Leve Elemento Pesado + Energia
Representação de um elemento químico   X X Z  =  Número de Prótons Z M  =   Número de Massa   =   Z   +   Nêutrons M + + +...
Cadeia próton-próton gerando  He 1 1 H +  1 1 H     2 1 H + e +  +   2 1 H +  1 1 H     3 2 He +   Para T > 10 7  K 3 ...
Cadeia CNO gerando He 1 1 H +  12 6 C     13 7 N +   13 7 N      13 6 C + e +  +   13 6 C +  1 1 H     14 7 N +     ...
Processo triplo alfa gerando   C 4 2 He +  4 2 He     8 4 Be  8 4 Be  +  4 2 He     12 6 C  +   Para T > 10 8  K
Reações C-C 12 6 C  +  12 6 C   16 8 O  + 2  4 2 He 20 10 Ne  +  4 2 He 23 11 Na  + p + 23 12 Mg  + n 24 12 Mg  +   T > ...
Reações O-O 16 8 O +  16 8 O   24 12 Mg + 2  4 2 He 28 14 Si  +  4 2 He 31 15 P  + p + 31 16 S  + n 32 16 S  +   T > 10 ...
Processos Alfa 24 Mg + 4 2 He     28 Si +   28 Si + 4 2 He     32 S +   32 S + 4 2 He     36 Ar +   36 Ar + 4 2 He  ...
Temperaturas e tempos de exaustão dos elementos para fusão nuclear Fusão Temperatura Tempo de exaustão de (milhões de K) (...
Morte violenta de uma estrela <ul><li>Modelos: </li></ul><ul><li>Fusão violenta do carbono </li></ul><ul><li>Colapso gravi...
Modelo I: Fusão violenta do carbono
Estrela Supernova Elementos mais pesados Carbono Explosão catastrófica He  C  O  Si Fe ...  Cu  Ag  Pt  Au  Pb  U   ...
Modelo II: Colapso do núcleo
Supernova gerada por colapso do núcleo Elementos mais pesados Carbono Fenômeno não catastrófico Neutrinos drenando energia...
Imagens de supernovas e de remascentes de supernovas
Supernova 1987A ( Grande Nuvem de Magalhães ) Grande Nuvem de Magalhães Antes Depois
Remanescente de Supernova Nebulosa do Caranguejo ( Constelação do Touro ) Visão atual da supernova vista pelos chineses em...
Remanescente da Supernova de Kepler (1604)
Supernova de Kepler (observada em 1604)
Remascente de supernova em Loop em Cisne
Remanescente de supernova W89
Cassiopéia A
Remanescente de Supernova ( Vela )
Remanescente de Supernova Constelação do Cisne
Resto de supernova
Remanescente de supernova Nebulosa remanescente Estrela remanescente He C O Si Fe Cu Ag Pt Au Pb U ?
Supernova ( NGC 7331 ) Depois Antes
Supernova extragaláctica
Supernovas extragalácticas Com a supernova Sem a supernova
Taxa anual de descoberta de supernovas
Supernovas descobertas em 2005
Supernovas “próximas” Grande Nuvem de Magalhães (  SN 1987 A  ) 160 000 anos-luz Sol Via Láctea 1181 Tycho 1572 1054 Chine...
Supernovas históricas <ul><li>185 </li></ul><ul><li>RCW 86 </li></ul><ul><li>Chineses </li></ul><ul><li>Possível </li></ul...
Pulsar
Pulsar “ Visão” Descobertos em 1967 “ Luz” Radiotelescópios Eixo de Rotação Eixo magnético Estrela de nêutrons Campo magné...
Processos de extinção em massa de seres vivos
Extinção dos Dinossauros ( 65 milhões de anos atrás ) Raios X Supernova
Choque de asteróide com a Terra Asteróide Poeira Fuligem e fumaça Gás e poeira
(Mini)Era Glacial Atmosfera Poluída Calor Calor
Evolução de uma estrela peso pesado
Evolução de uma estrela  peso pesado Proto estrela Super gigante vermelha Reação de fusão nuclear Pressão Gravitacional  >...
Lançamento de corpos em campos gravitacionais Luz Lua Luz
Lançamento de corpos em campos gravitacionais Lua Luz Luz
Estrela Colapsada
Lei da atração gravitacional F F d M m F  = G   M m   /   d 2 M,m  = massas dos corpos envolvidos d  = distância entre as ...
Geodésica É a trajetória percorrida pela luz
Curvatura do Espaço Universo Vazio Geodésicas retilíneas Açúcar m Universo não vazio Geodésicas curvas
Buraco Negro Buraco Negro
Representação geométrica de um Buraco Negro Geodésicas num espaço vazio Geodésicas nas proximidades de um Buraco Negro
‘ Massa’ de um fóton Fóton E = mc 2 mc 2  = hf m = hf / c 2 f c E = hf
Horizonte de eventos Horizonte de eventos: Superfície que delimita a região do espaço em torno de um buraco negro de modo ...
Forças de maré num Buraco Negro g cabeça g pé Buraco Negro
Detecção de Buracos Negros Se não é possível ver um Buraco Negro, como posso saber que ele existe ?
Princípio da Inércia ( Newton, 1642- 1727 ) Um corpo, sobre o qual não age nenhuma força, tende a manter seu estado de mov...
Primeira Lei de Kepler ( 1571 - 1630 ) Um corpo ligado a outro, gravitacionalmente, gira em torno dele numa órbita elíptica.
Movimento em torno do Centro de Massa Comum CM M m d D r =   d  +  D 1 1 2 2 3 3 4 4 M d  =  m D
Sistema Binário de estrelas Velocidade CM 1 1 2 2 3 3 4 4 5 5
Terceira Lei de Kepler (  r  /  r’  ) 3  = (  T  /  T’  ) 2 r  3  =  k  T  2 Expressão aproximada de Kepler T’ M m m’ r r’...
Massas das estrelas de Sistemas Binários M d  =  m D r =   d  +  D r   3  =  [G/(4  2 )]   (   M   +   m  )  T   2 M , m
Sistema Planetário CM m <<< m Sol Velocidade 1 2 3 4 5 1 3 4 5 2 Planeta !
Sistema Binário de estrelas ? m >>> m Sol Velocidade 3 4 1 2 5 1 2 3 4 5 Buraco Negro !
Fontes de Raios X Raios X Matéria (cargas elétricas) caindo na estrela central por atração gravitacional Buraco negro Anã ...
Fontes de raios-X no centro da Galáxia Telescópio Chandra ( Raios X ) Foto em raios-X do Centro Galáctico
Fontes de Raios-X
Será que a Terra poderá vir a ser um buraco negro? Não!
Fabricar um Buraco Negro ! ? Buraco Negro Terra
Para se tornar um Buraco Negro Raio Massa Raio de Schwarzschild: R = ( 2GM ) / c 2 Terra 3 x 10 -6  M 1   cm 10 27 Sol 1  ...
Relação entre tamanho e massa R = 2GM/c 2 Átomos Moléculas Núcleos atômicos Massa da estrutura Tamanho da estrutura Região...
Fatores que poderiam &quot;inchar&quot; a massa do Universo Buracos negros Neutrinos com massa p p D Neutrino Pósitron Mas...
Universo como um Buraco Negro R = 2GM/c 2 Universo Galáxia Anã branca Pulsar Sol Planetas Asteróides Átomos Moléculas Núcl...
Conclusão <ul><li>Pode ser que Nosso Universo </li></ul><ul><li>se comporte como um </li></ul><ul><li>Buraco Negro </li></...
Evolução do Universo
Etapas da Evolução do Universo 0 10 -43 s 10 -6 s 1 s 1 min 10 k anos 300 k anos 1 B anos 4 B anos 10,5 B anos 15 B anos B...
Instantes iniciais do Universo Universo primordial Big-bang Universo (H 2  e He)
Formação de galáxias por fragmentação Universo Galáxias Galáxia de Andrômeda
Aglomerado de galáxias
Contração gravitacional de uma nebulosa Gás Hidrogênio
Nascimento de uma estrela Nasceu a estrela ! Início das reações de Fusão Nuclear Nebulosa inicial
Formação de estrelas fora de Nossa Galáxia
Formação de estrelas em Nossa Galáxia Nebulosa da  Tarântula
O Sol e nós! Formação de estrelas na Nossa Galáxia Sol Nós Terra
Uma dúvida... Big-bang Universo inicial ( H 2  e  He )
Como surgiram os elementos pesados? Elemento existente logo após o  big-bang Elemento existente logo após o  big-bang Reaç...
Se o  Sol  é uma estrela peso leve, sem poder gerar  Ferro , por exemplo, então como surgiram os  elementos pesados  do Si...
Sol: uma estrela de segunda mão H H Nebulosa solar Nebulosa vizinha H Estrela Supergigante H Supernova He  C  O  Si  Fe .....
Ser Humano Matéria prima: <ul><li>Hidrogênio </li></ul><ul><li>Pedaços de estrelas que  explodiram! </li></ul>
Formação contínua de estrelas Meio interestelar Prim. Geração Seg. Geração H Anã Branca Super- nova Buraco negro Matéria e...
Reciclagem de estrelas Nebulosa enriquecida Nebulosa primordial Peso Médio Super Gigante Vermelha Super Gigante Azul Estre...
Nascimento de estrelas de segunda geração Aglomerado estelar jovem nascido na Nebulosa 30 Dorado
Condição para o desenvolvimento de vida num sistema planetário Como os organismos vivos exigem elementos pesados, isso sig...
E ... a vida ? Como surgiu na Terra ?
Vida Uma definição de ser vivo: Um ser vivo é aquele que consegue: <ul><li>se manter </li></ul><ul><li>e </li></ul><ul><li...
Vida Terrestre <ul><li>Toda forma de vida na Terra é composta  pelos mesmos “tijolinhos” básicos: </li></ul>Aminoácidos R ...
Gerar Vida no laboratório? Matéria Inorgâ- nica H 2 C NH 3 H 2 O Raio X UV Miller (1957) Matéria Orgânica Proteínas Açúcar...
Seres “quase” vivos <ul><li>Vírus são entes que estão “entre” os seres vivos e os inanimados </li></ul>Vírus Ser ou não se...
Geração de Vida na Terra Água VIDA : Feliz coincidência de propriedades Físicas e Químicas num determinado local e momento...
Será que os Terráqueos são, mesmo, originários da Terra ? ?
A vida surgiu na Terra? Cada passo necessário para a origem da vida é de pequena probabilidade de ocorrência. A seqüência ...
Moléculas interestelares HC 11 N, HC 9 N, HC 5 N CH 3 OH (álcool metílico) CH 3 CH 2 CN HCOOCH 3 CH 4  (metano) NH 3  (amo...
Vida trazida à Terra? Vida Panspermia : A vida surgiu em diferentes locais e foi espalhada pelo Universo. ! Vida ? Vida
Conclusão É  possível  que cada um de  nós tenha tido um ancestral extraterrestre !
Importante! <ul><li>Não há nenhuma prova da existência de Vida fora da Terra. </li></ul><ul><li>Mas ...  também não há nen...
Fim R. Boczko
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  1. 1. Evolução Estelar R. Boczko IAG-USP 13 01 11
  2. 2. O que é uma estrela? É um corpo gasoso no interior do qual ocorrem reações de fusão nuclear formando elementos mais pesados com geração de energia .
  3. 3. Pontas das Estrelas !? Afinal : As estrelas têm ou não têm PONTAS ?
  4. 4. “ Pontas” das estrelas Atmosfera Terra Cintilação Vácuo Ar Refração atmosférica
  5. 5. Massa das estrelas
  6. 6. Classificação de estrelas segundo sua massa Peso leve (Magrinha) Peso médio (Gordinha) Peso pesado (Obesa)
  7. 7. Nascimento , Vida e Morte de Estrelas
  8. 8. Evolução de uma estrela segundo sua massa Nebulosa Estrela Supernova 'Peso' Leve 'Peso' Médio 'Peso' Pesado Gigante Vermelha Super Gigante Vermelha Super Gigante Vermelha Super Gigante Azul Nebulosa Planetária Anã Branca Massa Marron Estrela de Nêutrons Massa Marron Nebulosa Buraco Negro ? 'Peso' Pena Massa Marron
  9. 9. Biografia de uma estrela
  10. 10. História baseada em modelos físico-matemáticos 0 anos 100 anos 100 anos 0 anos ? 10.000.000.000 anos ? 30 segundos
  11. 11. Como se formam as estrelas?
  12. 12. Pressão gravitacional Existindo massa , existe atração gravitacional
  13. 13. Contração gravitacional de uma nebulosa F F d m m’ F = G m m’ / d 2 Lei da atração gravitacional A forma geométrica de menor energia é a esfera. Gás Hidrogênio
  14. 14. Possíveis causadores da contração gravitacional da nebulosa Causas internas (Colapso espontâneo) Causas externas (Colapso forçado) Autogravitação Interação com uma estrela em passagem Interação entre duas nebulosas Ondas de choque provocadas por uma supernova
  15. 15. Onde nascem as estrelas?
  16. 16. Nebulosa Escura NGC 6520 Barnard 86
  17. 17. Extinção interestelar Parece que não há estrelas na região central da nebulosa. Será que não há mesmo? Foto no visível Foto no visível + infra-vermelho
  18. 18. Nebulosa Escura Cabeça do Cavalo em Orion
  19. 19. Nebulosa de Orion
  20. 20. Nebulosa Trífida ( Sagitário )
  21. 21. Proto-estrelas ( NGC 2237 )
  22. 22. Um pouquinho de física atômica
  23. 23. Átomos e Íons Próton + Nêutron Elétron - Convenção Átomo neutro N p = N e p n e Nível Fundamental Átomo excitado N p = N e Nível Excitado e Íon = Átomo ionizado N p  N e Elétron Livre
  24. 24. Aquecimento da proto-estrela + + - - Excitação Ionização Gás Hidrogênio Desexcitação
  25. 25. Fusão nuclear + + - - Movimento Elemento mais pesado Fusão nuclear Energia
  26. 26. De proto-estrela à estrela
  27. 27. Nascimento de uma estrela Nasceu a estrela ! Início das reações de Fusão Nuclear Nebulosa inicial
  28. 28. Tempo de contração gravitacional até se tornar uma estrela 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 Aumenta Aumenta
  29. 29. Como é gerada a energia no interior de uma estrela?
  30. 30. Fusão do hidrogênio E = (  m ) c 2 p p D Neutrino Pósitron p He 3  p p p D He 3  Neutrino Pósitron p He 4 p p p m = 100% m = 99,3% p p He 4
  31. 31. Relação entre massa e energia m E = m c 2 c = velocidade da luz no vácuo E
  32. 32. Geração de energia por fusão nuclear Elemento Leve + Elemento Leve Elemento Pesado + Energia
  33. 33. Fases da formação e da vida de uma estrela Nasceu a estrela! Feto Proto- estrela Pré- seqüência principal Adoles-cência Seqüência principal Vida adulta Estágios finais Velhice &quot;Estrela&quot; morta Elemento Leve + Elemento Leve Elemento Pesado + Energia `Fase T-Tauri
  34. 34. Seqüência Principal Quando uma estrela nasce, diz-se que ela entrou no Período Principal de sua vida, também chamado de Seqüência Principal . A Seqüência Principal dura enquanto houver Hidrogênio no núcleo da estrela.
  35. 35. Estrelas irmãs
  36. 36. Aglomerado Estelar Glóbulos de Bok Aglomerado Estelar Bart Bok ( ~1940 ) Nuvem Inicial bok ( NGC 3293 )
  37. 37. Região com formação de estrelas
  38. 38. Aglomerado Jovem ( NGC 3293 )
  39. 39. Aglomerado estelar rico
  40. 40. Nebulosa LH95 Região de formação de estrelas Grande Nuvem de Magalhães Constelação : Dorada Distância = 160.000 a.l. Diâmetro = 150 a.l.
  41. 41. Aglomerado aberto M25
  42. 42. Ômega Centauro Aglomerados globulares = ~200 Distância = 15.000 a.l. Diâmetro = 150 a.l. 10.000.000 estrelas
  43. 43. Porque a estrela não colapsa? ?
  44. 44. Temperatura Frio A Temperatura de um corpo mede o grau de agitação caótica de suas partículas. Quente
  45. 45. Pressão Térmica Ar frio Balão com mecha apagada Devido à temperatura , existe a pressão térmica. Mecha acesa
  46. 46. Pressões atuantes numa estrela Partícula Contração gravitacional Vem... Expansão térmica Vai...
  47. 47. ( Des )equilíbrio Estático P T = Pressão Térmica P G = Pressão Gravitacional Pressão gravitacional Pressão térmica P T < P G Contração P T = P G Equlíbrio P T > P G Expansão
  48. 48. Como determinar a temperatura de uma estrela? 37,5 0 !
  49. 49. Corpo Negro Emite o máximo de energia em todos os comprimentos de onda para uma dada temperatura. Corpo Negro Absorve toda a energia que possa incidir sobre ele. Fluxo  Comprimento de onda T Fluxo  T Comprimento de onda Corpo Negro (T) Fluxo  T Comprimento de onda
  50. 50. Corpo Negro Absorve toda a energia que possa incidir sobre ele. Corpo Negro Emite o máximo de energia em todos os comprimentos de onda para uma dada temperatura.
  51. 51. Telescópio com medidor de luz Filtro Fotômetro
  52. 52. Lei de Stefan - Boltzmann F =  T 4 Fluxo  Comprimento de onda 4000 K 7000 K Filtro Fotômetro
  53. 53. Sol emitindo como Corpo Negro Fluxo  Comprimento de onda T = 6000 K Filtro Fotômetro Sol
  54. 54. Temperatura e cor superficiais de uma estrela 60.000 K 30.000 K 9.500 K 7.200 K 6.000 K 5.250 K 3.850 K Fria Quente Sol Temperatura central do Sol: ~15.000.000 K
  55. 55. Estrelas quentes e frias
  56. 56. Como se formou o Sol e o Sistema Solar ? Cosmogonia
  57. 57. Tamanhos comparados de algumas estrelas Sol
  58. 58. Contração da Nebulosa Solar Gás
  59. 59. Achatamento da nebulosa v F Grav. F Centríf. F Grav. F Grav. F Grav. F Centríf.
  60. 60. Formação do Sol e dos Planetas Visão de perfil Visão de topo Velocidades angulares diferentes Turbulência Turbulência Turbulência Grande concentração de massa
  61. 61. Formação do Sistema Solar Planeta é um sub-produto da formação estelar. Concentração de massa Concentração de massa Concentração de massa
  62. 62. “ Futuros” planetas extra-solares?
  63. 63. Centro da Via Láctea Candidatos a estrelas com planetas Sagitarius Windows Eclipsing Extra Solar Planet Search
  64. 64. E a Lua, como se formou? <ul><li>Irmã da Terra </li></ul><ul><li>Filha da Terra </li></ul><ul><li>Namorada da Terra </li></ul><ul><li>Irmã Siamesa da Terra </li></ul>
  65. 65. Lua: Irmã da Terra (co-formação) Terra
  66. 66. Lua: Filha da Terra (centrifugação) Terra Lua 'Terlua'
  67. 67. Lua: Namorada da Terra (captura gravitacional) Terra Lua Lua
  68. 68. Lua e Terra: Irmãs siamesas separadas (choque catastrófico) 'Terlua' Asteróide (?) Terra Lua
  69. 69. Limpando o Sistema Solar
  70. 70. Sistema Planetário “Sujo”
  71. 71. Vento Solar Perda de massa pelo vento solar = 1 milhão de ton por segundo Radiação (luz) Radiação (calor) Sol Elétrons Prótons Partículas Alfa (núcleos de Hélio)
  72. 72. Vento Solar Varrendo as imediações do Sol.
  73. 73. Nuvem de Oort 100 bilhões de cometas 1 UA 100.000 UA
  74. 74. Estrutura do Sistema Solar Nuvem de Oort Net Plu Estrela Próxima 280.000 UA  4,4 a.l. 100.000 UA 10.000 UA Nuvem de Oort ou Nuvem de Cometas Mar Júp Cinturão de Kuiper Cinturão de asteróides 40 UA Ter
  75. 75. Origem dos Cometas 100 bilhões de cometas T P 100 000 ua Distância entre Sol e Terra: 1 Unidade Astronômica
  76. 76. Estrutura de um cometa Rocha recoberta com gelo de água e de CO 2 Cometa West Cauda gerada pelo Vento Solar e pela radiação Calor Cabeleira de gás e poeira Sol Núcleo do Halley 12 x 8 km
  77. 77. Como se formou e evoluiu a Terra ?
  78. 78. Sol e Planetas Mer Vên Mar Ter Júp Sat Ura Net Plu Planetas Telúricos Planetas gasosos ou Jovianos
  79. 79. Distribuição inicial dos elementos químicos do Sistema Solar Nebulosa Solar Antes da formação dos planetas Depois da formação dos planetas Elementos pesados Elementos leves Redistribuição dos elementos químicos do Sistema Solar
  80. 80. Redistribuição dos elementos antes da formação dos planetas Redistribuição Formação dos planetas Tempo
  81. 81. Redistribuição dos elementos dependendo de seus pesos atômicos Elementos pesados Elementos leves Partículas de luz (fótons)
  82. 82. Atrito hidrodinâmico Turbulência + Concentração
  83. 83. Redistribuição dos elementos depois da formação dos planetas Redistribuição Formação dos planetas Tempo
  84. 84. Sublimação de gelos e evaporação de materiais leves
  85. 85. Limpeza de gelos e materiais leves Mantém gelos e elementos leves Perde gelos e elementos leves
  86. 86. Formação da Terra
  87. 87. As 4 forças da natureza m m’ GRAVITACIONAL : ocorre entre dois corpos com massas F F q q’ ELETROMAGNÉTICA : associada com cargas elétricas/fótons F F FORTE : (intranuclear) mantém o núcleo atômico agregado Núcleo Atômico Próton Nêutron FRACA : (decaimento beta) permite a radiatividade beta Elétron n = p e
  88. 88. Átomos, moléculas, grãos, planetesimais + Átomos Molécula + Estrutura cristalina ou amorfa + Grão + Planetesimal
  89. 89. Formação da Terra Agregação de Planetesimais “ Feto” Terra R.F. Moulton T.C. Chamberlin C.F. Weizsäcker “ Bebê” Terra: meio pastosa e muito quente Região interna pastosa e quente Crosta sólida e mais fria “ Criança” Terra
  90. 90. Água e atmosfera da Terra
  91. 91. Molhando a Terra... Evaporação total Gelo Planetesimal (ou cometa) de gelo Formando os mares
  92. 92. Águas da Terra A maior parte da água existente na Terra foi trazida à Terra através de meteoritos ricos em H 2 O (na forma de gelo) depois do resfriamento da crosta terrestre
  93. 93. Criando a atmosfera da Terra Erupção vulcânica Liberou gases presos nos materiais do interior da Terra Atmosfera Atmosfera sem oxigênio
  94. 94. Fotossíntese Luz CO 2 O 2 Água Sais minerais Glucídios Lipídios Moléculas azotadas Algas e plantas primitivas
  95. 95. Voltemos às estrelas !
  96. 96. Plêiades Estrelas Jovens
  97. 97. Sol Estrela madura Proto- estrela Idade do Sol : 4,52 Bilhões de anos Feto Adoles-cência Velhice Vida adulta
  98. 98. Estrutura do Sol Coroa Zona condutiva Zona radiativa Zona convectiva Mancha solar Erupção solar Composição (em massa) H = 73,0% He = 24,5% Outros = 02,5%
  99. 99. 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 Superfície Centro 2,5% 73% 24,5% 2,5% 73% 24,5% Composição atual de Hélio Composição atual de Hidrogênio
  100. 100. E ... qual será o futuro do Sol ? Peso Leve
  101. 101. Evolução para Gigante Vermelha Região de fusão nuclear Hoje Passado Futuro
  102. 102. Antares (Supergigante vermelha no Escorpião)
  103. 103. A gigante vermelha Sol Terra Hoje R=750.000 km d = 150.000.000 km d  150.000.000 km Num futuro muito distante ( 4,5 bilhões de anos )
  104. 104. Evolução para Nebulosa Planetária e anã branca Gigante vermelha Nebulosa Planetária do Anel (Constelação da Lira) Visão de uma Nebulosa Planetária Anã Branca Nebulosa Planetária
  105. 105. Nebulosas planetárias
  106. 106. Anãs-brancas em M4
  107. 107. Massa marron Nebulosa planetária Massa marron Fim completo da reações de fusão nuclear: morreu a estrela! Anã branca Ocorrem as últimas reações de fusão nuclear perto da superfície da estrela
  108. 108. Todas as estrelas evoluem como o Sol ? Não!
  109. 109. Tempo de vida de uma estrela Massa Vida na Seq. Principal [m Estrela /m Sol ] [milhões de anos] 60  2 30 5 10  25 03 350 1,5  1.600 1 9.000 0,1  >1.000.000 Massas solares 0,08 4 8 Tempo de Vida Sol 0 Peso Leve Anã Branca (Planeta) Peso Pena Peso Médio Estrela de nêutrons Estrela Supernova Peso Pesado Buraco Negro
  110. 110. Evolução conforme a massa da estrela Mais fusões Sequência principal Gigante Super- gigante Fusão do Hélio Nebulosa Planetária Supernova Anã Branca Estrela de nêutrons Buraco Negro 1/2 1 3 10 1/10 1 10 100 Massa final a estrela Massa inicial a estrela M Solar M Solar
  111. 111. Evolução de uma estrela peso médio
  112. 112. Evolução de estrelas peso médio Nuvem Inicial H -> He +  Fe +  -> ? C -> O +  Estrela de nêutrons He -> C +  Si -> Fe +  O -> Si +  H He C Si Fe O n Prótons + Elétrons  Nêutrons
  113. 113. Reações de nucleossíntese estelar
  114. 114. Geração de energia por fusão nuclear Elemento Leve + Elemento Leve Elemento Pesado + Energia
  115. 115. Representação de um elemento químico X X Z = Número de Prótons Z M = Número de Massa = Z + Nêutrons M + + + + 0 0 0 0 0 n = p e
  116. 116. Cadeia próton-próton gerando He 1 1 H + 1 1 H  2 1 H + e + +  2 1 H + 1 1 H  3 2 He +  Para T > 10 7 K 3 2 He + 3 2 He  4 2 He + 2 1 1 H 3 2 He + 4 2 He  7 4 Be +  69% 31% 7 4 Be + e -  7 3 Li +  7 3 Li + 1 1 H  2 4 2 He 7 4 Be + 1 1 H  8 5 B +  8 5 B  8 4 Be + e + +  8 4 Be  2 4 2 He 99,7% 0,3%
  117. 117. Cadeia CNO gerando He 1 1 H + 12 6 C  13 7 N +  13 7 N  13 6 C + e + +  13 6 C + 1 1 H  14 7 N +  14 7 N + 1 1 H  15 8 O +  15 8 O  15 7 N + e + +  15 7 N + 1 1 H  12 6 C + 4 2 He 15 7 N + 1 1 H  16 8 O +  16 8 O + 1 1 H  17 9 F +  17 9 F  17 8 O + e + +  17 8 O + 1 1 H  14 7 N + 4 2 He 99,7% 0,3%
  118. 118. Processo triplo alfa gerando C 4 2 He + 4 2 He  8 4 Be 8 4 Be + 4 2 He  12 6 C +  Para T > 10 8 K
  119. 119. Reações C-C 12 6 C + 12 6 C  16 8 O + 2 4 2 He 20 10 Ne + 4 2 He 23 11 Na + p + 23 12 Mg + n 24 12 Mg +  T > 6x10 8 K
  120. 120. Reações O-O 16 8 O + 16 8 O  24 12 Mg + 2 4 2 He 28 14 Si + 4 2 He 31 15 P + p + 31 16 S + n 32 16 S +  T > 10 9 K
  121. 121. Processos Alfa 24 Mg + 4 2 He  28 Si +  28 Si + 4 2 He  32 S +  32 S + 4 2 He  36 Ar +  36 Ar + 4 2 He  40 Ca +  40 Ca + 4 2 He  44 Sc +  44 Sc + 4 2 He  48 Ti +  48 Ti + 4 2 He  52 Cr +  52 Cr + 4 2 He  56 Fe + 
  122. 122. Temperaturas e tempos de exaustão dos elementos para fusão nuclear Fusão Temperatura Tempo de exaustão de (milhões de K) (anos) H 15 10 milhões He 170 1 milhão C 700 1 mil Ne 1.400 3 O 1.900 1 ano Si 3.300 1 dia Estrelas com massa de 20 massas solares
  123. 123. Morte violenta de uma estrela <ul><li>Modelos: </li></ul><ul><li>Fusão violenta do carbono </li></ul><ul><li>Colapso gravitacional do núcleo </li></ul>
  124. 124. Modelo I: Fusão violenta do carbono
  125. 125. Estrela Supernova Elementos mais pesados Carbono Explosão catastrófica He C O Si Fe ... Cu Ag Pt Au Pb U ...
  126. 126. Modelo II: Colapso do núcleo
  127. 127. Supernova gerada por colapso do núcleo Elementos mais pesados Carbono Fenômeno não catastrófico Neutrinos drenando energia do núcleo rico em Ferro Núcleo muito quente Núcleo colapsa rapidamente Casca Casca cai em queda livre sobre o núcleo Casca atinge o núcleo
  128. 128. Imagens de supernovas e de remascentes de supernovas
  129. 129. Supernova 1987A ( Grande Nuvem de Magalhães ) Grande Nuvem de Magalhães Antes Depois
  130. 130. Remanescente de Supernova Nebulosa do Caranguejo ( Constelação do Touro ) Visão atual da supernova vista pelos chineses em 1054
  131. 131. Remanescente da Supernova de Kepler (1604)
  132. 132. Supernova de Kepler (observada em 1604)
  133. 133. Remascente de supernova em Loop em Cisne
  134. 134. Remanescente de supernova W89
  135. 135. Cassiopéia A
  136. 136. Remanescente de Supernova ( Vela )
  137. 137. Remanescente de Supernova Constelação do Cisne
  138. 138. Resto de supernova
  139. 139. Remanescente de supernova Nebulosa remanescente Estrela remanescente He C O Si Fe Cu Ag Pt Au Pb U ?
  140. 140. Supernova ( NGC 7331 ) Depois Antes
  141. 141. Supernova extragaláctica
  142. 142. Supernovas extragalácticas Com a supernova Sem a supernova
  143. 143. Taxa anual de descoberta de supernovas
  144. 144. Supernovas descobertas em 2005
  145. 145. Supernovas “próximas” Grande Nuvem de Magalhães ( SN 1987 A ) 160 000 anos-luz Sol Via Láctea 1181 Tycho 1572 1054 Chineses 1006 185 393 Kepler 1604
  146. 146. Supernovas históricas <ul><li>185 </li></ul><ul><li>RCW 86 </li></ul><ul><li>Chineses </li></ul><ul><li>Possível </li></ul><ul><li>8.200 a.l. </li></ul><ul><li>Cplapso de </li></ul><ul><li> massiva </li></ul><ul><li>386 </li></ul><ul><li>G11.2-0.3 </li></ul><ul><li>Chineses </li></ul><ul><li>Provável </li></ul><ul><li>16.000 a.l. </li></ul><ul><li>Colapso de </li></ul><ul><li> massiva </li></ul><ul><li>393 </li></ul><ul><li>G347.3-0.5 </li></ul><ul><li>Chineses </li></ul><ul><li>Possível </li></ul><ul><li>3.000 a.l. </li></ul><ul><li>Colapso de * massiva </li></ul><ul><li>1006 </li></ul><ul><li>SN 1006 </li></ul><ul><li>Chineses </li></ul><ul><li>Japoneses </li></ul><ul><li>Àrabes </li></ul><ul><li>Europeus </li></ul><ul><li>Sem dúvida </li></ul><ul><li>7.000 a.l. </li></ul><ul><li>Exp. termonuc. de anã branca </li></ul><ul><li>1054 </li></ul><ul><li>Neb. do Carangejo </li></ul><ul><li>Chineses </li></ul><ul><li>Japoneses </li></ul><ul><li>Àrabes </li></ul><ul><li>Americanos </li></ul><ul><li>Sem dúvida </li></ul><ul><li>6.000 a.l. </li></ul><ul><li>Colapso de </li></ul><ul><li> massiva </li></ul><ul><li>1181 </li></ul><ul><li>3C58 </li></ul><ul><li>Chieses </li></ul><ul><li>Japoneses </li></ul><ul><li>Possível </li></ul><ul><li>10.000 a.l. </li></ul><ul><li>Colapso de </li></ul><ul><li> massiva </li></ul><ul><li>1572 </li></ul><ul><li>Tycho SNR </li></ul><ul><li>Chineses </li></ul><ul><li>Coreanos </li></ul><ul><li>Sem dúvida </li></ul><ul><li>7.500 a.l. </li></ul><ul><li>Exp. termonuc. de anã branca </li></ul><ul><li>1604 </li></ul><ul><li>Kepler SNR </li></ul><ul><li>Chineses </li></ul><ul><li>Coreanos </li></ul><ul><li>Europeus </li></ul><ul><li>Sem dúvida </li></ul><ul><li>13.000 a.l. </li></ul><ul><li>Exp. termonuc. de anã branca </li></ul><ul><li>1680 </li></ul><ul><li>Cassiopéis A </li></ul><ul><li>Europeus </li></ul><ul><li>Possível </li></ul><ul><li>10.000 a.l. </li></ul><ul><li>Colapso de </li></ul><ul><li> massiva </li></ul>200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000 0
  147. 147. Pulsar
  148. 148. Pulsar “ Visão” Descobertos em 1967 “ Luz” Radiotelescópios Eixo de Rotação Eixo magnético Estrela de nêutrons Campo magnético 10 bilhões de vezes o do Sol
  149. 149. Processos de extinção em massa de seres vivos
  150. 150. Extinção dos Dinossauros ( 65 milhões de anos atrás ) Raios X Supernova
  151. 151. Choque de asteróide com a Terra Asteróide Poeira Fuligem e fumaça Gás e poeira
  152. 152. (Mini)Era Glacial Atmosfera Poluída Calor Calor
  153. 153. Evolução de uma estrela peso pesado
  154. 154. Evolução de uma estrela peso pesado Proto estrela Super gigante vermelha Reação de fusão nuclear Pressão Gravitacional > Pressão Térmica ? Colapso gravitacional
  155. 155. Lançamento de corpos em campos gravitacionais Luz Lua Luz
  156. 156. Lançamento de corpos em campos gravitacionais Lua Luz Luz
  157. 157. Estrela Colapsada
  158. 158. Lei da atração gravitacional F F d M m F = G M m / d 2 M,m = massas dos corpos envolvidos d = distância entre as massas F = força de atração gravitacional F = G M 0 / d 2 F F d M m= 0 F = 0 !?! Não há força de atração!
  159. 159. Geodésica É a trajetória percorrida pela luz
  160. 160. Curvatura do Espaço Universo Vazio Geodésicas retilíneas Açúcar m Universo não vazio Geodésicas curvas
  161. 161. Buraco Negro Buraco Negro
  162. 162. Representação geométrica de um Buraco Negro Geodésicas num espaço vazio Geodésicas nas proximidades de um Buraco Negro
  163. 163. ‘ Massa’ de um fóton Fóton E = mc 2 mc 2 = hf m = hf / c 2 f c E = hf
  164. 164. Horizonte de eventos 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 . Geodésica
  165. 165. Forças de maré num Buraco Negro g cabeça g pé Buraco Negro
  166. 166. Detecção de Buracos Negros Se não é possível ver um Buraco Negro, como posso saber que ele existe ?
  167. 167. Princípio da Inércia ( Newton, 1642- 1727 ) Um corpo, sobre o qual não age nenhuma força, tende a manter seu estado de movimento ou de repouso. X Força Movimento retilíneo uniforme V V
  168. 168. Primeira Lei de Kepler ( 1571 - 1630 ) Um corpo ligado a outro, gravitacionalmente, gira em torno dele numa órbita elíptica.
  169. 169. Movimento em torno do Centro de Massa Comum CM M m d D r = d + D 1 1 2 2 3 3 4 4 M d = m D
  170. 170. Sistema Binário de estrelas Velocidade CM 1 1 2 2 3 3 4 4 5 5
  171. 171. Terceira Lei de Kepler ( r / r’ ) 3 = ( T / T’ ) 2 r 3 = k T 2 Expressão aproximada de Kepler T’ M m m’ r r’ T r 3 = [G/(4  2 )] ( M + m ) T 2 Expressão correta:
  172. 172. Massas das estrelas de Sistemas Binários M d = m D r = d + D r 3 = [G/(4  2 )] ( M + m ) T 2 M , m
  173. 173. Sistema Planetário CM m <<< m Sol Velocidade 1 2 3 4 5 1 3 4 5 2 Planeta !
  174. 174. Sistema Binário de estrelas ? m >>> m Sol Velocidade 3 4 1 2 5 1 2 3 4 5 Buraco Negro !
  175. 175. Fontes de Raios X Raios X Matéria (cargas elétricas) caindo na estrela central por atração gravitacional Buraco negro Anã Branca Sistema Binário Raios X
  176. 176. Fontes de raios-X no centro da Galáxia Telescópio Chandra ( Raios X ) Foto em raios-X do Centro Galáctico
  177. 177. Fontes de Raios-X
  178. 178. Será que a Terra poderá vir a ser um buraco negro? Não!
  179. 179. Fabricar um Buraco Negro ! ? Buraco Negro Terra
  180. 180. Para se tornar um Buraco Negro Raio Massa Raio de Schwarzschild: R = ( 2GM ) / c 2 Terra 3 x 10 -6 M 1 cm 10 27 Sol 1 M 3 km 10 16 Estrela Pesada 10 M 30 km 10 14 Galáxia 10 11 M 0,03 AL 10 -6 Universo ? ? ? R=? Corpo / sistema Massa Raio Densid. M Sol = 2x10 30 kg g/cm 3 ? Schwarzschild
  181. 181. Relação entre tamanho e massa R = 2GM/c 2 Átomos Moléculas Núcleos atômicos Massa da estrutura Tamanho da estrutura Região de colapso gravitacional Planetas Asteróides Anã branca Pulsar Sol Buraco Negro Estrela Galáxia Universo
  182. 182. Fatores que poderiam &quot;inchar&quot; a massa do Universo Buracos negros Neutrinos com massa p p D Neutrino Pósitron Massa escura no Universo ? ? ? ?
  183. 183. Universo como um Buraco Negro R = 2GM/c 2 Universo Galáxia Anã branca Pulsar Sol Planetas Asteróides Átomos Moléculas Núcleos atômicos Massa da estrutura Tamanho da estrutura Região de colapso gravitacional Buraco Negro Estrela
  184. 184. Conclusão <ul><li>Pode ser que Nosso Universo </li></ul><ul><li>se comporte como um </li></ul><ul><li>Buraco Negro </li></ul><ul><li>Nada do que está dentro pode sair; </li></ul><ul><li>Para “outro” Universo, somos invisíveis. </li></ul>
  185. 185. Evolução do Universo
  186. 186. Etapas da Evolução do Universo 0 10 -43 s 10 -6 s 1 s 1 min 10 k anos 300 k anos 1 B anos 4 B anos 10,5 B anos 15 B anos Big-bang Hoje ? Era de Planck ~     ~     ~     ~p ~n n p ~   Era dos hádrons e + e -   +  - Era dos Léptons D He Era da Radiação Era da Matéria Desacoplamento Matéria / Energia Formação de galáxias Formação de estrelas Sol
  187. 187. Instantes iniciais do Universo Universo primordial Big-bang Universo (H 2 e He)
  188. 188. Formação de galáxias por fragmentação Universo Galáxias Galáxia de Andrômeda
  189. 189. Aglomerado de galáxias
  190. 190. Contração gravitacional de uma nebulosa Gás Hidrogênio
  191. 191. Nascimento de uma estrela Nasceu a estrela ! Início das reações de Fusão Nuclear Nebulosa inicial
  192. 192. Formação de estrelas fora de Nossa Galáxia
  193. 193. Formação de estrelas em Nossa Galáxia Nebulosa da Tarântula
  194. 194. O Sol e nós! Formação de estrelas na Nossa Galáxia Sol Nós Terra
  195. 195. Uma dúvida... Big-bang Universo inicial ( H 2 e He )
  196. 196. 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
  197. 197. Se o Sol é uma estrela peso leve, sem poder gerar Ferro , por exemplo, então como surgiram os elementos pesados do Sistema solar?
  198. 198. Sol: uma estrela de segunda mão H H Nebulosa solar Nebulosa vizinha H Estrela Supergigante H Supernova He C O Si Fe ... Cu Ag Pt Au Pb U ... Estrela remanescente ?
  199. 199. Ser Humano Matéria prima: <ul><li>Hidrogênio </li></ul><ul><li>Pedaços de estrelas que explodiram! </li></ul>
  200. 200. Formação contínua de estrelas Meio interestelar Prim. Geração Seg. Geração H Anã Branca Super- nova Buraco negro Matéria ejetada Estrela Estrela de nêutrons Leve Média Pesada Massa marron
  201. 201. Reciclagem de estrelas Nebulosa enriquecida Nebulosa primordial Peso Médio Super Gigante Vermelha Super Gigante Azul Estrela Supernova Super Gigante Azul Reações de fusão nuclear Sistema Solar
  202. 202. Nascimento de estrelas de segunda geração Aglomerado estelar jovem nascido na Nebulosa 30 Dorado
  203. 203. 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 estrelas de segunda geração em diante. Formação de estrelas de segunda geração
  204. 204. E ... a vida ? Como surgiu na Terra ?
  205. 205. Vida Uma definição de ser vivo: Um ser vivo é aquele que consegue: <ul><li>se manter </li></ul><ul><li>e </li></ul><ul><li>perpetuar a espécie </li></ul>
  206. 206. Vida Terrestre <ul><li>Toda forma de vida na Terra é composta pelos mesmos “tijolinhos” básicos: </li></ul>Aminoácidos R C H NH 2 C O OH Carboxila Amina Radical genérico Base nitrogenada Açúcar Fosfato Nucleotídeos DNA Molécula da hereditariedade Diâmetro 20 A Passo 34 A
  207. 207. Gerar Vida no laboratório? Matéria Inorgâ- nica H 2 C NH 3 H 2 O Raio X UV Miller (1957) Matéria Orgânica Proteínas Açúcares Aminoácidos Nucleotídeos (Biopolímeros)
  208. 208. Seres “quase” vivos <ul><li>Vírus são entes que estão “entre” os seres vivos e os inanimados </li></ul>Vírus Ser ou não ser ?
  209. 209. Geração de Vida na Terra Água VIDA : Feliz coincidência de propriedades Físicas e Químicas num determinado local e momento? C O N Raios X Ultravioleta Ca Fe Compostos orgânicos Biopolímeros Procariontes (unicelulares) ? Protobiontes
  210. 210. Será que os Terráqueos são, mesmo, originários da Terra ? ?
  211. 211. 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! Onde, então? Meio Interestelar
  212. 212. Moléculas interestelares HC 11 N, HC 9 N, HC 5 N CH 3 OH (álcool metílico) CH 3 CH 2 CN HCOOCH 3 CH 4 (metano) NH 3 (amoníaco) H 2 O (água) H 2 CO (formol) C 2 H 2 (acetileno) CO (monóxido de Carbono) H 2 , C 2 , OH, CH CH 3 NH 2 , HNO, CN OCS, HNCS, SO 2 C 2 H 5 OH (CH 3 ) 2 O C 2 H 5 CN HC 13 N CH 3 CHO CH 3 C 2 H HCOOH Algumas moléculas interestelares, fundamentais para a vida, já detectadas
  213. 213. Vida trazida à Terra? Vida Panspermia : A vida surgiu em diferentes locais e foi espalhada pelo Universo. ! Vida ? Vida
  214. 214. Conclusão É possível que cada um de nós tenha tido um ancestral extraterrestre !
  215. 215. Importante! <ul><li>Não há nenhuma prova da existência de Vida fora da Terra. </li></ul><ul><li>Mas ... também não há nenhuma prova de que ela lá não exista! </li></ul>Não achei cobra nenhuma!
  216. 216. Fim R. Boczko
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