Supernovas O fim de algumas estrelas Por Evandro

- 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 . . . i a V m e V . . . 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 1 b e 1 c

Modelo Casca-de-Cebola

Espectros – Tipos 1 e 2

SN 1054 • A Nebulosa do Caranguejo ou M 1 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 = ~6 x 1020 ergs Bomba H (EUA) – 25 Megatons = ~1024 ergs Novas (SN 1 a) – ~ 1044 ergs Suprenovas – ~1050 ergs

Contribuição das Supernovas

mr. evandro@yahoo. com. br

Várias Imagens: http: //astro. if. ufrgs. br Créditos Gigantes Azuis: http: //www. observatorio. ufmg. br/Sol 1. 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/0/0 c/Rigel_sun_comparision. pnghttp: //lfpontes. planetac lix. pt/ast_n. html Escalas: http: //img 285. imageshack. us/img 285/8273/escala 0312 wh. jpg http: //img 240. imageshack. us/img 240/3535/escala 0111 mc. jpg http: //www. apolo 11. com/imagens/etc/sistema_estelar_escala_5_470. jpg http: //www. apolo 11. com/imagens/etc/sistema_estelar_escala_4_470. jpg http: //2. bp. blogspot. com/_0 nklt. Qmo. Fpg/Rw. Ov. Py. IJNw. I/AAAAC 3 s/i. XFGMf. Pv 8 PQ/s 320/Planetas. E scala 02. jpg Nebulosas Planetárias: http: //www. geocities. com/West. Hollywood/Stonewall/9969/helix 03_hst. jpg http: //www. daviddarling. info/images/Ring_Nebula_Hubble. jpg http: //www. phys. ncku. edu. tw/~astrolab/mirrors/apod_e/image/0705/catseye 2_hst. jpg Reciclagem estelar: http: //learn. uci. edu/media/OC 08/11004/OC 0811004_Star. Life. Cycle. jpg Type 1 a: http: //scienceblogs. com/startswithabang/upload/2009/07/the_last_100_years_1998_and_th/picture 16. png. Atomic Bomb: http: //documentotupiniquim. com/wpcontent/uploads/2008/05/bomba_atomica. jpg. Supernovas: http: //www. nasa. gov/mission_pages/chandra/ multimedia/photos 08 -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-%5 BMton%5 D-toerg/

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