tcc sheila supernova

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Santarém - Pará 2010

Trabalho de Conclusão de Curso apresentado ao Curso de Física Ambiental da Universidade Federal do Pará como pré-requisito para a obtenção do grau de Licenciado em Física Ambiental.

Orientador Prof. Dr. Cláudio Manoel Gomes de Sousa

Santarém – Pará 2010

Monografia de Trabalho de Conclusão de Curso sob o título Explosões

Estelares em Supernova e Remanescentes: Estrelas de Nêutrons e Pulsares, defendida por Sheila Menoelle de Sousa Neto e aprovada em 04 de agosto de 2010, em Santarém, Estado do Pará, pela banca examinadora composta pelos professores da UFPA – Campus de Santarém:

Prof Dr. Cláudio Manoel Gomes de Sousa Universidade Federal do Pará

Prof Msc. Lilian Cristiane Almeida dos Santos Universidade Federal do Pará

Prof Msc. Nilzilene Ferreira Gomes Universidade Federal do Pará

Primeiramente agradeço a Deus por permitir a realização deste trabalho.

Ao meu pai, Manoel Ovídio Neto por todas as coisas que me deu a fez por mim, se não fosse ele jamais conseguiria chegar até aqui. Muito obrigada, papai!

Ao meu orientador, Professor Cláudio Manoel Gomes de Sousa pelas aulas de Astrofísica, por compreender minhas limitações, respeitar meu ritmo de trabalho, acreditar em mim e pela amizade. Tem meu sincero respeito. E mais, agradeço imensamente ao Professor Cláudio por ter me proporcionado a visão mais incrivelmente bela que já tive: ver Saturno em seu telescópio, no dia 29 de abril de 2009, no Campus da UFPA - Santarém. Jamais esquecerei este dia.

À Jéssica Ariana pela grande amizade nestes quatro anos e meio de curso.

Por me “agüentar” todos esses anos, por me apoiar, me fazer rir e estar disposta a me ajudar sempre que eu pedia. Obrigada Jéssica!

À minha melhor amiga, Érica Patrícia, por me aceitar com todos os meus defeitos e valorizar minhas qualidades, por ter o dom de me fazer rir e me deixar feliz. Valeu amiga pela verdadeira amizade por esses quase dez anos que nos conhecemos.

Aos amigos: Alessandra Regina, Sanna Freitas, Armystrong Carvalho, João

Carlos Bresaola, Suzane Ferreira, Maria Emília, Simone Tavares, Ediane Araújo, Mauro Roberto, Mariana Freitas, Adriana Brito, Luciene Ribeiro e é claro, Edilane Oliveira, grande amiga. Obrigada a todos pela amizade.

E ao professor Cláudio Remédios por me falar que não é a nota de uma prova que vai dizer se sou capaz ou não. Sempre me lembrarei dessas palavras.

da seqüência principal13
Figura 2: Cadeia p15
Figura 3: Ciclo CNO16
Figura 4: Processo Triplo – α17
Figura 5: Estrutura de cebola da estrela no estágio de pré-supernova19
Figura 6: Evolução de uma estrela com até 1.5Mʘ21
Figura 7: Evolução de uma estrela com 1.5Mʘ a 3Mʘ21
Figura 8: Evolução de uma estrela com massa acima de 3Mʘ21
Figura 9: Sátira sobre a descoberta de uma supernova29
Figura 10: Esquema de evolução estelar para massa diferentes30
Figura 1: Localização das Supernovas históricas na Via Láctea; galáxia vista de perfil3

Figura 1: Diagrama H-R mostrando a relação entre Temperatura e Luminosidade e/ou Magnitude de diversas estrelas visíveis. A linha pontilhada central corresponde à Seqüência Principal. Casos extremos, como anãs brancas e gigantes vermelhas, aparecem acima e abaixo

segundo34

Figura 12: Nebulosa de Caranguejo, remanescente da Supernova 1054, a mais celebre supernova que se tem registro. Ela está localizada na Constelação de Touro, a 4500 anos-luz da Terra, onde no centro pulsa o Pulsar de Caranguejo a 3 milissegundos ou 30 vezes por

Figura 13: Uma estrela de nêutrons com características de pulsar. Partículas carregadas são aceleradas na direção das linhas de campo magnético e um feixe de radiação rádio formado é emitido na direção do observador.............................................................................................41

massa do Sol14

Tabela 1: A tabela apresenta o esquema de evolução de uma estrela com massa semelhante a

Tabela 2: A tabela mostra algumas supernovas históricas registradas por diversos povos ao logos dos séculos. Os dados foram obtidos do manuscrito de Augusto Damineli Neto - IAG/USP e Francisco Jósé Jabionski - ON/CNPq, e do livro Astronomia e Astrofísica de S. O. Kepler e Maira de Fátima Oliveira Saraiva..........................................................................34

A evolução estelar ocorre ao longo de bilhões de anos e quando não há mais combustível para queimar a estrela colapsa em conseqüência de seu próprio peso, em menos de um segundo. A morte do uma estrela é um acontecimento singular no Universo, uma explosão extremamente energética que brilha mais que uma galáxia inteira com bilhões de estrelas. O colapso de uma estrela em supernova é um dos acontecimentos mais violentos que ocorrem naturalmente no Universo, emitindo em meses a mesma quantidade de luz que o Sol emitiria em cerca de um bilhão de anos. Além de liberar energia, a supernova expele pelo meio interestelar os elementos químicos formados durante a evolução da estrela progenitora e ainda elementos mais pesados que o Ferro, que são formados no ato da explosão. A energia que é liberada pela explosão expele massas da ordem de várias massas solares. Quando a explosão cessa, o que resta no centro é uma estrela de nêutrons, ou no caso de estrelas muito mais massivas, um buraco negro. Diante disso, o objetivo deste trabalho é mostrar a evolução estelar de estrelas de massas distintas e sua trajetória até o estado de supernova. A monografia foi baseada em dados obtidos de materiais afins ao tema (livros, artigos científicos, dissertações e teses). No decorrer da monografia será mostrado que uma supernova pode nascer de uma estrela pequena, velha, fria e pouco massiva ou de uma estrela grande, jovem, quente e muito massiva e que os mecanismos básicos de transformação são os mesmos para os dois casos. O estudo destes acontecimentos é extremamente importante, pois é através das supernovas que todos os elementos encontrados na Terra, em outros planetas e no corpo humano – exceto o hidrogênio – foram sintetizados nas explosões de estrelas em supernovas.

Palavras-chave: Estelas, Energia, Colapso, Explosão, Supernova.

The stellar evolution occurs over billions of years. When there is no more fuel to burn the star collapses as a result of its own weight in less thanma second. The death of a star is an unique event in the universe, anmextremely energetic explosion that shines brighter than an entire galaxy. The collapse of a star in supernova is one of the most violent events that occur naturally in the universe, emitting for some months the same amount of light that the Sun would emit during one billion years. In addition to that release of energy, the supernova expels in the interstellar medium the chemicals formed during the evolution of the progenitor star, and even elements heavier than iron which are formed at the time of explosion. The energy that is released by the explosion expels matter equivalent to several solar masses. When the explosion ends, what remains in the center is a neutron star, or in the case of stars much more massive a black hole. Therefore, the objective is to show the stellar evolution of stars of different masses and their trajectories to the state of supernova. The monograph was based on data obtained from similar materials to the subject (books, journal articles, theses and dissertations). Throughout the monograph it will be shown that a supernova of a star can be born small, old, cold and somewhat massive star or a big, young, hot and very massive, and that the basic mechanisms of transformation are the same for both cases. The study shows that the event is extremely important because it is through the supernovae that all elements found on Earth, other planets and the human body - except hydrogen - were synthesized in the explosions of stars in supernovae.

Keywords: Stars, Energy, Collapse, Explosion, Supernova .

INTRODUÇÃO10
1 EVOLUÇÃO ESTELAR12
1.1 SEQÜÊNCIA PRINCIPAL12
1.1.1 CADEIA P (PRÓTON-PRÓTON)15
1.1.2 CICLO CNO16
1.1.3 PROCESSO TRIPLO-α17
1.2 GIGANTES VERMELHAS17
1.4 ANÃS BRANCAS19
2 EQUILÍBRIO HIDROSTÁTICO E MASSA DE CHANDRASEKHAR2
2.1 EQUILÍBRIO HIDROSTÁTICO2
2.2 MASSA DE CHANDRASEKHAR24
3 COLAPSO ESTELAR E O NASCIMENTO DE SUPERNOVAS27
3.1 NOVAS27
3.2 SUPERNOVAS28
3.2.1 SUPERNOVAS TIPO I (SNI)35
3.2.2 SUPERNOVAS TIPO I (SNI)36
4 ESTRELAS DE NÊUTRONS E PULSARES38
4.1 ESTRELAS DE NÊUTRONS38
4.2 PULSARES40
CONSIDERAÇÕES FINAIS43
REFERÊNCIAS45

SUMÁRIO APÊNDICE..............................................................................................................................47

Há registros históricos de Supernovas desde 1300 a.C. No ano de 1054, durante a dinastia SUNG, astrônomos chineses registraram que uma estrela (nos dias atuais Constelação de Touro), repentinamente ficou tão brilhante quanto a Lua cheia. Eles descreveram-na como uma estrela “visitante” de cor branca avermelhada, e continuaram observando-a por dois anos enquanto ela enfraquecia lentamente seu brilho. Os registros ainda contam que fora visível durante o dia por mais de três semanas. Os chineses testemunharam, pois, uma Supernova, que hoje brilha fracamente com o nome de Nebulosa de Caranguejo.

As estrelas passam grande parte de sua vida no ramo da Seqüência Principal do diagrama HR. Posteriormente a esse período, elas se encaminham ao ramo das Gigantes Vermelhas ou das Anãs Brancas, conforme sua massa.

A constante batalha entre a Gravidade e Pressão é o fator que controla a evolução estelar. À medida que a estrela entra em desequilíbrio novas fontes de energia são buscadas e cada fase da evolução é marcada por um mecanismo diferente de produção de energia. A energia nuclear é o principal mecanismo que as estrelas têm de obter energia, as condições no interior das estrelas favorecem as reações termonucleares dos elementos químicos que a constituem com elementos leves, unindo-se formando elementos mais pesados.

No interior estelar, átomos de hidrogênio se fundem sintetizando hélio, mas a nucleossíntese de elementos mais pesados que hélio só é possível a temperaturas altamente elevadas, encontradas em estrelas de grande massa. Em estrelas massivas a queima do hélio é seguida pela queima do carbono, formando oxigênio e elementos mais densos, até chegar ao ferro. Como a síntese do ferro é um processo endotérmico a produção de elementos mais complexos que ele requer um suprimento extra de energia e quando a estrela encontra-se com um caroço de ferro – após ter toda sua energia exaurida – o inevitável é o colapso gravitacional.

10 . Introdução

O fim da vida das estrelas depende diretamente da massa que ela possuía quando se dava sua evolução. Depois de consumido todo seu combustível, dois fatos podem ocorrer: se a estrela iniciar a vida com massa entre 10M 1 a 25M , depois de esgotado seu estoque de hidrogênio central, ela se encaminhará para o ramo das gigantes e/ou supergigantes; se tiver massa suficientemente grande, explodirá em uma supernova e terminará como uma Estrela de Nêutrons. As Estrelas de Nêutrons possuem temperaturas superficiais acima de um milhão de graus (1x106

K), com massa de 1.4M e raio de aproximadamente 20 km. Se ela tiver campo magnético elevado emitirá luz na forma de cone em volta dos pólos magnéticos, semelhante a um farol: esse objeto é chamado de pulsar. A densidade é determinante para caracterizar o período de pulsação do astro: estrelas mais densas pulsam mais rapidamente que as de menor densidade.

Se a estrela iniciar a vida com massa entre 0,8M a 10M

, após exaurir todo o estoque de hidrogênio no centro, passará também pelas fases de gigante e supergigante e ejetará massa na forma de uma nebulosa planetária transformando-se numa anã branca - com massa de cerca de 0,6M e raio de cerca de 10.0 km. Se essa estrela fizer parte de um sistema binário, e 60% das estrelas fazem, sua evolução dependerá de vários fatores como massa e a separação entre as estrelas. A anã branca ao lado de uma estrela em evolução, acreta massa até aumentá-la ao limite de Chandrasekhar e colapsar, em função de seu próprio peso, explodindo em uma supernova.

De modo geral, quanto mais massa tiver uma estrela, mais rapidamente se dará sua evolução – estrelas massivas tendem a consumir seu combustível mais rápido que estrelas de menores massas e os elementos químicos gerados pelas reações termonucleares no interior estelar ejetados pelas explosões em supernovas produzem a evolução química do Universo [1].

O objetivo desta pesquisa bibliográfica é descrever as possíveis trajetórias de estrelas de massas diferentes até que ela atinja o estado de supernova. Para isso, primeiramente foi realizado um levantamento dos materiais disponíveis sobre o assunto (livros, artigos científicos, dissertações e teses afins ao tema), posteriormente, analise e escolha dos materiais adequados, com o intuito de mostrar a importância do tema e trazer a Astronomia e a Astrofísica ao cotidiano acadêmico.

1 . Introdução

1 EVOLUÇÃO ESTELAR

Estrelas são gigantescos corpos formados de poeira e gás superaquecido, aglutinados pela atração gravitacional; elas nascem em imensas nuvens moleculares de gás e poeira que estão espalhadas pelo meio interestelar. São formadas essencialmente de H (hidrogênio) (elemento mais abundante do Universo, derivado do processo de nucleossíntese primordial, responsável pela formação de elementos leves nos instantes iniciais do Big Bang), mais de 80% - H2, forma molecular -, cerca de 18% de He (hélio), e ainda 1% a 2% de elementos mais pesados [2].

A instabilidade gravitacional, que pode ser vista como o mecanismo contrário ao equilíbrio hidrostático, é o fenômeno responsável pela formação de uma estrela. Nesse caso, a força gravitacional é maior que a pressão interna na nuvem, dando início a uma contração em direção ao centro podendo transformar-se num colapso generalizado das camadas externas em direção ao centro simultaneamente; a conseqüência é a formação de um caroço denso e quente, chamado de proto-estrela2 . À medida que a contração evolui, as taxas de temperatura e pressão aumentam consideravelmente tornando possível, assim, o início da fusão do Hidrogênio, produzindo energia nuclear. Aí nasce uma estrela!

1.1 SEQÜÊNCIA PRINCIPAL

A característica da Seqüência Principal é a fusão do Hidrogênio. Grande parte das estrelas se localiza nesta faixa, situada mais ou menos na diagonal do Diagrama H-R (figura 1), chamada de Seqüência Principal, na qual as estrelas que lá estão são chamadas de

2 Uma proto-estrela é formada essencialmente de hidrogênio e pequenos núcleos de elementos mais pesados, tais como hélio, carbono e oxigênio. O caroço de hidrogênio está envolto em um disco de gás e poeira.

12 . Evolução Estelar

“estrelas de Seqüência Principal”. Neste ramo, as massas das estrelas variam, estrelas mais massivas têm maior luminosidade, são mais azuis e mais quentes, enquanto que as estrelas de menor massa são menos luminosas, são estrelas vermelhas e mais frias. Boa parte das estrelas tem massas na ordem de 0,1M a 10M , mas a grande maioria possui massa de 0,8M

. Em alguns casos podem existir estrelas que chegam a até 60M que são 10 milhões de vezes mais brilhantes que o Sol. As estrelas de Seqüência Principal em geral são muito grandes, tendo raios que podem variar desde 0,001R 3 até 25R , para as estrelas mais luminosas.

As estrelas passam sua vida de Seqüência Principal queimando Hidrogênio.

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