Slide 1 - CDCC/USP

- Supernovas O fim de algumas estrelas
Por: Evandro M. Ribeiro
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 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 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
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...
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....
Partícula
Expansão
térmica
Contração
gravitacional
... 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
4 Hidrogênios
•Esse processo libera energia suficiente para conter o
colapso gravitacional e fazer o objeto “brilhar”.
Quando acaba o Hidrogênio
•Libera energia suficiente para expandir a estrela,
fase de Gigantes Vermelhas
Gigantes Vermelhas
Nebulosas Planetárias
Nebulosa Planetaria - Animação
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
Anãs Brancas
Sírius A
~2 vezes maior
que o sol
Sírius B
Anã Branca
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...
•
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.
+
Próton
=
Elétron
+
Nêutrons
Neutrino
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!
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?
•
Telescópio Espacial Hubble:
Técnica do Hubble
Classificação de Supernovas
•
Supernova Tipo I – Não Possui linhas de
hidrogênio no espectro
•
•
•
Tipo Ia – Regulares mas raras, usadas como
Velas-padrão
Tipos Ib e Ic – Colapso de estrelas deficientes
de Hidrogênio
Supernova Tipo II – Apresentam linhas de
hidrogênio no espectro
•
Colapso direto de estrelas massivas
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.
Nova - Animação
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 Tipo 1b e 1c
Modelo Casca-de-Cebola
Espectros – Tipos 1 e 2
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
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
•
•
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.
Pulsar
Hipernovas
Energias
Bomba de Hiroshima
– 15 kilotons = ~6x1020
ergs
Bomba H (EUA)
– 25 Megatons = ~1024
ergs
Novas (SN 1a)
– ~ 1044 ergs
Suprenovas
– ~1050 ergs
Contribuição das Supernovas
[email protected]
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.planetac
lix.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/PlanetasE
scala02.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/picture16.pngAtomic Bomb:http://documentotupiniquim.com/wpcontent/uploads/2008/05/bomba_atomica.jpgSupernovas:http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/
multimedia/photos08-162.html
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/clearingh
ouse/labs/Propsn/propsn.html
http://omnis.if.ufrj.br/~ioav/nota.html
http://www.translatorscafe.com/cafe/unitsconverter/energy/calculator/megaton-%5BMton%5D-toerg/
Evolução Estelar