Apresentação em slides - Ciência às 19 horas

Por que as estrelas brilham?
As estrelas: fontes de energia e fábricas dos elementos químicos
Prof. Roberto D.D. Costa
Departamento de Astronomia
Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas / USP
O Começo: onde se
formam as estrelas ?
Uma proto-estrela
Como se forma uma estrela ?
A protoestrela
e seu disco
A ignição
da estrela
Imagens reais
Vento estelar
varre o disco
Concepção artística
Estrelas no berçário: as Plêiades
O bebê
A placenta
Como funcionam as estrelas?
Fusão termonuclear
de hidrogênio
Num estado estacionário de “queima” de material nuclear, o
equilíbrio Pressão de Radiação X Gravidade em toda a estrutura
interna garante a estabilidade da estrutura
A fusão do H: o ciclo próton - próton
Dois prótons colidem formando um dêuteron e
emitem um pósitron, um raio gama e um neutrino
Um dêuteron colide com um próton
formando um He-3 e emitindo um raio gama
Dois He-3 colidem formando um He-4
mais dois prótons
Esquematicamente:
Qual o balanço energético desta reação?



H1: 1.007852  4 H1 = 4.031408
He4: 4.002603
 diferença: 0.028805 (0.7 % da massa)
 usando E=mc2  26.73 MeV
O caso do Sol:
 Luminosidade: 4×1033 erg/s
 Massa total: 2×1033 g  1.8×1054 ergs
 Assumindo conversão de 0.7 % da massa: 1.52×1052 ergs
1.52 1052
18
11
 Tempo de vida: 
anos

3

10
s

10
33
4 10
Outra
possibilidade:
o ciclo CNO
Ocorre em estrelas
mais massivas, cujo
núcleo é mais quente.
É mais eficiente que o
ciclo p-p para estrelas
com mais de 1.3 Msol
Como examinar em detalhe uma estrela?
a luz do Sol decomposta por um espectrógrafo:
O diagrama de Hertzprung-Russell: uma maneira
de traçar a evolução estelar
O diagrama H-R: o que ele diz?
Evolução estelar: uma estrela deixando a seqüência principal
O interior da estrela ao deixar a
seqüência principal
A evolução da abundância de He
Uma estrela gigante
Quais as dimensões das estrelas?
•Anã branca: diâmetro comparável ao da Terra: ~ 10.000 km
•Anã vermelha: diâmetro comparável ao de Júpiter: ~10% do Sol
•Sol: 1.400.000 km de diâmetro
•Sírius: 2.700.000 km ~ 2 D
•Pollux: 5 D
•Arcturus: 23 D
•Antares: 300 D ~ 2 U.A.
•Betelgeuse 650 D ~ 5 U.A.
•W Cephei: 2600 D ~ 24 U.A.
A evolução de uma estrela como o Sol
O final da vida de uma estrela de baixa massa
como o Sol
Nebulosa planetária
Nebulosas planetárias
Através da ejeção das nebulosas planetárias, o material processado no interior
das estrelas de massas intermediárias (0.8 a 8 Msol) é dispersado no meio
interestelar, vindo a enriquecer futuras gerações de estrelas
Uma supergigante: a evolução das estrelas massivas
O núcleo de uma supergigante
Esquematizando os processos de nucleossíntese:
Queima de H
He
Queima de He
C, O
Queima de C, O, Ne
16 < A < 28
Queima de Si
28 < A < 60
(Carbono  Silício)
(Silício  Cobalto)
O final da vida de uma estrela massiva: as Supernovas
e a síntese dos elementos mais pesados que o Fe
Nebulosa do Caranguejo, um
remanescente de supernova
SN 1987A
A mais brilhante supernova vista da Terra desde 1604 !
Depois
Antes
Remanescente de SN de Vela
Imagem interativa: http://www.skyfactory.org/vela/vela_int.htm#more
Como são fabricados os elementos mais pesados que o Fe ?
A energia de ligação por núcleon, que é a fonte da energia
nuclear, passa a diminuir e a fusão deixa de ser exotérmica
Fabricando os elementos além do Fe : a captura de nêutrons
O processo-s (nos núcleos das estrelas supermassivas):
56Fe
+ n  57Fe
57Fe
+ n  58Fe
58Fe
+ n  59Fe  59Co
59Co
+ n  60Co  60Ni
... e assim sucessivamente, até o 209Bi. Elementos mais pesados não podem ser
fabricados assim porque decaem no 209Bi antes que outro nêutron seja capturado
As abundâncias relativas dependem das propriedades nucleares dos elementos
formados: o “números mágicos”, que correspondem a camadas completas
(análogos aos gases nobres), representam elementos muito abundantes
Abundâncias relativas ao Si,
indicando a sobreabundância
dos elementos correspondentes
aos “números mágicos”
Nuclídeos produzidos por diferentes processos, com destaque para o processo s
A=85
A=140
Ce
A=208
Bi
Como são fabricados os elementos mais massivos ?
O processo-r (durante a explosão das supernovas):
Durante os 15 primeiros minutos da explosão de uma supernova
(colapso do núcleo de uma estrela com massa inicial maior que 10 Msol)
a quantidade de nêutrons livres é tão grande que permite a formação de
configurações nucleares estáveis mais pesadas.
Os nuclídeos produzidos por processos r
A=80
Se
A=130
Xe
A=195
Pt
Nucleossíntese é um ciclo contínuo e gradual
H, He, Li
Formação
estelar
Big Bang
Nucleossíntese !
Ejeção do envoltório enriquecimento
para o meio
contínuo, abund.
crescentes
interestelar
Remanescentes
(WD,NS,BH)
Vida de uma
estrela
Morte de uma estrela
(Supernova,
Nebulosa Planetária)
Nucleossíntese !
BH: Black Hole
NS: Neutron Star
WD: White Dwarf
A evolução química do disco galáctico através das
abundâncias das nebulosas planetárias: Ar x O
7.2
6.8
(Ar)
6.4
6.0
5.6
Tipo I
Tipo IIa
Tipo IIb
Tipo III
5.2
4.8
7.8
8.0
8.2
8.4
8.6
8.8
9.0
9.2
(O)
 Progenitoras menos massivas (tipos IIb e III), originadas de um meio
interestelar mais pobre, refletem a abundância do disco em épocas passadas
O mapeamento do gradiente de abundâncias do disco galáctico
e sua evolução temporal
t < 3 Gyrs
3 < t < 6 Gyrs
9,5
t > 6 Gyrs
9,3
9,1
log (O/H) + 12
8,9
-0.060 dex/kpc
8,7
8,5
8,3
-0.072 dex/kpc
8,1
7,9
-0.109 dex/kpc
7,7
7,5
3
5
7
9
11
13
15
Galactocentric radius (kpc)
Conclusão: o centro da do disco é mais rico que as bordas, e o gradiente de
abundâncias diminui com o tempo.
Abundâncias: a composição do Universo
Antes de responder à questão da origem dos elementos é preciso perguntar:
De que o Universo é feito ??
Na verdade, não temos idéia …
70% Energia escura (não sabemos o que é)
25% Matéria escura fria (não sabemos o que é)
5% Núcleos atômicos e elétrons (visíveis como estrelas ~0.5%) Tópico de hoje
Por que então se preocupar com 5% ???
Algumas coisas razoavelmente
importantes compõem estes 5%:
O que queremos responder completamente?
Qual a abundância de cada elemento? De cada isótopo ?
Como estas abundâncias evoluem no tempo ?
Prêmio Nobel de Física a Hans Bethe (1967):
Introdução do discurso de concessão:
How has it been possible for the sun to emit light and heat without exhausting its
source not only during the thousands of centuries the human race has existed but
also during the enormously long time when living beings needing the sun for their
nourishment have developed and flourished on our earth thanks to this source?
A resposta:
• 1920: Arthur S. Eddington sugere que a fusão nuclear poderia ser a
fonte de energia das estrelas
• 1929-39: Subrahmanyan Chandrasekhar formula as equações básicas
que descrevem a estrutura estelar e a evolução das anãs brancas
• 1939: Hans Bethe descreve as duas maneiras do H fundir-se em He: o
ciclo proton-proton e o ciclo CNO
• 1957: artigo B2FH (Burbidge, Burbidge, Fowler, Hoyle), explicando as
principais cadeias de nucleossíntese estelar
Onde estão os problemas ?




Como se deu a evolução química da Via Láctea?
Como varia (ao longo do raio e no tempo) o gradiente radial de
abundância da Via Láctea ?
Como se dá a evolução química nas outras galáxias ?
Juntando-se a evolução química com a evolução dinâmica é possível
reproduzir a Galáxia tal como ela é hoje?