evol d est

EvoluçãoEstelar

R. BoczkoIAG-USP

130111

É um corpo gasosogasosono interior do qual

ocorrem reações defusão nuclearfusão nuclear formandoelementos mais pesadoscom geração de energiaenergia.

O que é umaestrela?

Pontas das Estrelas !?

Afinal : As estrelas têm ou não têm PONTAS ?

44Terra

“Pontas” das estrelas

Atmosfera

Cintilação

Vácuo

Refração atmosférica

Massa das estrelas

Classificação de estrelas Classificação de estrelas segundo sua massasegundo sua massa

Peso leve

(Magrinha)

Peso médio(Gordinha)

Peso pesado(Obesa)

Nascimento,Vida eMorte de

Estrelas

Evolução de uma estrela segundo sua massa

'Peso'Leve

'Peso'Médio

'Peso'Pesado

Nebulosa

GiganteVermelha

SuperGigante

Vermelha

SuperGigante

Vermelha

SuperGigante

NebulosaPlanetária

AnãBranca

MassaMarron

Estrela de Nêutrons

MassaMarron

Estrela Supernova

Nebulosa

BuracoNegro

'Peso'Pena

MassaMarron

Biografia de uma estrela

História baseada em modelos físico-matemáticos

0 anos

100 anos

0 anos

10.000.000.000 anos

30 segundos

Como se formam Como se formam as estrelas?as estrelas?

Pressão gravitacional

Existindo massa,existe atraçãogravitacional

Contração gravitacionalde uma nebulosa

m m’

F = G m m’ / d2

Lei da atraçãogravitacional

A forma geométricade menor energia é a

esfera.

GásHidrogênio

Possíveis causadores da contração

gravitacional da nebulosa

Causas internas(Colapso espontâneo)

Autogravitação

Causas externas(Colapso forçado)

Interação com uma estrela em passagem

Interação entre duas nebulosas

Ondas de choque provocadas por uma

supernova

Onde nascem

as estrelas?

Onde nascem

as estrelas?

Nebulosa Escura

NGC 6520

Barnard 86

Parece que não há estrelas na região central da nebulosa.

Será que não há mesmo?

Extinção interestelar

Foto no visível Foto no visível + infra-vermelho

Nebulosa Escura Cabeça do Cavalo

em Orion

Nebulosa de Orion

NebulosaTrífida

( Sagitário )

Proto-estrelas( NGC 2237 )

Um pouquinho de física atômica

Átomos e Íons

Próton +NêutronElétron -

Convenção

Átomo neutroNp = Ne

NívelFundamental

Átomo excitadoNp = Ne

NívelExcitado

Íon = Átomo ionizadoNp Ne

ElétronLivre

Aquecimento da proto-estrela

Excitação

Ionização

GásHidrogênio

Desexcitação

Fusão nuclear

Elemento mais pesado

Fusãonuclear

Energia

Movimento

De proto-estrela à estrela

Nascimento de umaestrela

Início dasreações de

Fusão Nuclear

Nasceu a estrela !

Nebulosainicial

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

Tempo de contração gravitacional até se tornar uma

estrela

Como é gerada a Como é gerada a energia no interior de energia no interior de

uma estrela?uma estrela?

Fusão do hidrogênio

Neutrino

Pósitron

Neutrino

Pósitron

p He4p p p

m = 100% m = 99,3%

p pHe4

E = E = ((mm))cc22

Relação entre massa e energia

E = m c2

c = velocidade da luz no vácuo

Geração de energia por fusão nuclear

Elemento Leve + Elemento Leve

Elemento Pesado + Energia

Fases da formação e da vida de uma estrela

Proto-estrela

NasceuNasceuaa

estrela!estrela!

Pré-Pré-seqüênciaseqüênciaprincipalprincipal

Adoles-cência

Seqüênciaprincipal

Vida adulta

EstágiosEstágiosfinaisfinais

Velhice

`Fase T-Tauri

Seqüência Principal

Quando uma estrela nasce,Quando uma estrela nasce,diz-se que ela entrou nodiz-se que ela entrou no

Período Principal de sua vida,de sua vida,também chamado detambém chamado de Seqüência Principal.

A Seqüência Principal dura enquantohouver Hidrogênio no núcleo da estrela.

Estrelas irmãs

Aglomerado Estelar

NuvemInicial

Glóbulosde Bok

Aglomerado Estelar

bokBart Bok( ~1940 )

( NGC 3293 )

Região com

formação de

estrelas

Aglomerado Jovem( NGC 3293 )

Aglomerado estelar rico

Nebulosa LH95

Região de formação de estrelasGrande Nuvem de Magalhães

Constelação : DoradaDistância = 160.000 a.l.

Diâmetro = 150 a.l.

Aglomerado aberto M25

Ômega Centauro

Aglomerados globulares = ~200Distância = 15.000 a.l.

Diâmetro = 150 a.l.10.000.000 estrelas

Porque a estrelaPorque a estrelanão colapsa?não colapsa?

Temperatura

FrioA Temperatura deum corpo mede ograu de agitaçãocaótica de suas

partículas.

Quente

Pressão TérmicaArfrio

Balão commecha apagada

Devido à Devido à temperaturatemperatura,,existe a existe a pressão térmica.pressão térmica.

Mecha acesa

Pressões atuantes numa

estrela Partícula

Contraçãogravitacional

Vem...Expansão

térmicaVai...

(Des)equilíbrioEstático

PT < PG

Contração

PT = PG

Equlíbrio

PT > PG

Expansão

PT = Pressão Térmica PG = Pressão Gravitacional

Pressãogravitacional

Pressãotérmica

Como determinar a temperatura de uma

estrela?

37,50 !

Corpo Corpo NegroNegro

Emite o máximo Emite o máximo de energia em de energia em

todos os todos os comprimentos de comprimentos de

onda para uma onda para uma dada temperatura.dada temperatura.

CorpoNegro

Absorve toda a Absorve toda a energia que possa energia que possa incidir sobre ele.incidir sobre ele.

Comprimento de onda

CorpoNegro

Comprimento de onda

Corpo NegroCorpo Negro

Absorve todaa energia que possa incidir

sobre ele.

Emite o máximode energia em

todos oscomprimentos

de ondapara uma dadatemperatura.

CorpoNegro

Telescópio com medidor

de luz

Filtro

Fotômetro

Lei deStefan - Boltzmann

F = T 4

Comprimentode onda

Filtro

Fotômetro

4000 K

7000 K

Sol emitindo como Corpo NegroF

Comprimentode onda

T = 6000 K

Filtro

Fotômetro

Temperatura e cor superficiais de uma estrela

60.000 K

30.000 K

9.500 K

7.200 K

6.000 K6.000 K

5.250 K

3.850 KFria

Quente

Temperatura central do Sol:~15.000.000 K

Estrelas quentes e frias

Como se formou o Como se formou o SolSol

e o Sistema Solar ?e o Sistema Solar ?CosmogoniaCosmogonia

ClassificaClassificaçção de estrelas ão de estrelas segundo sua massasegundo sua massa

Peso leve

(Magrinha)

Peso pesado(Obesa)

Tamanhos comparados de algumas

estrelas

Contração da Nebulosa Solar

Achatamento da nebulosa

FGrav.

FCentríf.

FGrav.

FCentríf.

Formação do Sol e dos Planetas

Visão de perfil

Visão de topo

VelocidadesVelocidadesangularesangularesdiferentesdiferentes

TurbulênciaTurbulência

Grandeconcentração

de massa

Formação do Sistema Solar

Planeta é um sub-produto da formação

estelar.

Concentração de massa

“Futuros” planetas

extra-solares?

Centro da Via LácteaCentro da Via Láctea

Candidatos a estrelas com planetasCandidatos a estrelas com planetas

SagitariusSagitariusWindowsWindowsEclipsingEclipsingExtraExtraSolarSolarPlanetPlanetSearchSearch

E a Lua, como E a Lua, como se formou?se formou?

• Irmã da Terra• Filha da Terra• Namorada da Terra• Irmã Siamesa da Terra

Lua: Irmã da Terra(co-formação)

Lua:Lua:Filha da TerraFilha da Terra(centrifugação)

'Terlua'

Lua:Namorada da Terra(captura gravitacional)

Lua e Terra:Irmãs siamesas separadas

(choque catastrófico)

'Terlua'

Asteróide (?)

Limpando o Sistema SolarLimpando o Sistema Solar

SistemaPlanetário

“Sujo”

Vento SolarVento Solar

Radiação (luz)

Radiação (calor)

Elétrons

Prótons

Partículas Alfa (núcleos de Hélio)

Perda de massa pelo vento solar = 1 milhão de ton por segundo

Vento Solar

Varrendoas imediações

do Sol.

Nuvem de Oort

100 bilhõesde cometas

Estrutura Estrutura do Sistema do Sistema

SolarSolar

Nuvem de OortNuvem de Oort

Estrela Próxima280.000 UA

4,4 a.l.

100.000 UA10.000 UA

Nuvem de OortNuvem de Oortouou

Nuvem de CometasNuvem de Cometas

Cinturão de

Kuiper

Cinturão de asteróides

40 UATer

Origem dosCometas

100 bilhõesde cometas

100 000 ua

Distânciaentre Sol e Terra:

1 Unidade Astronômica

Cometa West

Estrutura de um cometa

Rocharecobertacom gelode água e

de CO2

Caudagerada pelo

Vento Solar epela radiação

Cabeleirade gás e poeira

Núcleo do Halley12 x 8 km

Como se formou e Como se formou e evoluiu a Terra ?evoluiu a Terra ?

Sol e Planetas

Vên Mar

Ura Net

PlanetasTelúricos

Planetas gasosos ou Jovianos

Distribuição inicial dos Distribuição inicial dos elementos químicos do elementos químicos do

Sistema SolarSistema Solar

Elementos pesadosElementos pesados

Elementos levesElementos leves

NebulosaSolar

Redistribuição dos elementosquímicos do Sistema Solar

Antes da formação dos planetas

Depois da formação dos planetas

Redistribuição dos elementos antesantes da

formação dos planetas

Redistribuição

Formação dos planetas

Redistribuição dos elementos dependendo de seus pesos atômicos

Elementos pesadosElementos leves Partículas de luz (fótons)

Atrito hidrodinâmicoAtrito hidrodinâmico

Turbulência+

Concentração

Redistribuição dos elementos depoisdepois da formação dos

planetasRedistribuição

Formação dos planetas

Sublimação de gelos e evaporação de materiais leves

Mantém gelose elementos

levesPerde gelos

e elementos leves

Limpeza de gelos e materiais leves

Formação da Terra

As 4 forças da naturezaAs 4 forças da natureza

m m’

GRAVITACIONAL: ocorre entre dois corpos com massas

q q’

ELETROMAGNÉTICA: associada com cargas elétricas/fótons

FORTE: (intranuclear) mantém o núcleo atômico agregado

NúcleoAtômico

Próton

Nêutron

FRACA: (decaimento beta) permite a radiatividade beta

Elétron

n = p e

Átomos, moléculas, grãos, planetesimais

+Átomos Molécula

EstruturaEstruturacristalinacristalinaou amorfaou amorfa

Planetesimal

Formação da Formação da TerraTerra

Agregação dePlanetesimais

“Bebê” Terra:meio pastosa emuito quente

“Feto”Terra

Regiãointernapastosae quente

Crostasólida emais fria

“Criança” Terra“Criança” Terra

R.F. Moulton

T.C. Chamberlin

C.F. Weizsäcker

Água e atmosfera da

Molhando a Terra...Molhando a Terra...

Planetesimal(ou cometa)

de geloFormandoFormandoos maresos maresEvaporação

Águas da TerraÁguas da Terra

A maior parte da água existente na Terra foi

trazida à Terra através de meteoritos ricos em

H2O (na forma de gelo) depois do resfriamento

da crosta terrestre

Criando a atmosfera da Terra

Erupçãovulcânica

Liberou gasespresos nos

materiais dointerior da Terra

Atmosfera Atmosfera sem oxigênio

FotossínteseFotossíntese

CO2 O2

Algas eplantas primitivas

Voltemosàs

estrelas !

PlêiadesEstrelas Jovens

SolEstrela madura

Proto-estrela

Feto Adoles-cência Velhice Vida adulta

Idade do Sol : 4,52 Bilhões de anos

EstruturaEstruturado Soldo Sol

Zonacondutiva

Zonaradiativa

Zonaconvectiva

Manchasolar

Erupçãosolar

Composição (em massa)

H = 73,0%He = 24,5%Outros = 02,5%

Mudanças na composição química do Sol

0 %Centro Superfície

Composição inicial de Hidrogênio

Composição inicial de Hélio

O C N Ne Si Fe

Composição atual de Hélio

Composição atual de Hidrogênio

100100

E ... qual será oE ... qual será ofuturo do Sol ?futuro do Sol ?

PesoLeve

101101

Evolução para Gigante Vermelha

Região defusão nuclear

Passado

Futuro

102102

Antares(Supergigante vermelha no Escorpião)

103103

A gigante vermelha Sol

R=750.000 km

d = 150.000.000 km

d 150.000.000 km

Num futuro muito distante( 4,5 bilhões de anos )

104104

Nebulosa Planetária do Anel(Constelação da Lira)

Gigantevermelha

Visão de umaNebulosa Planetária

AnãBranca

NebulosaPlanetária

Evolução para Nebulosa Planetária

e anã branca

105105

Nebulosas planetárias

106106

Anãs-brancas em M4

107107

Massa marronMassa marron

Nebulosaplanetária

Massamarron

Fim completo da reações de fusão

nuclear:morreu a estrela!

Anãbranca

Ocorrem as últimas reações de fusão nuclear perto da

superfície da estrela

108108

Todas as estrelas Todas as estrelas evoluem como o Sol ?evoluem como o Sol ?

Não!Não!

109109

Massa Vida na Seq. Principal[mEstrela/mSol] [milhões de anos]

60 230 510 2503 3501,5 1.6001 9.0000,1 >1.000.000

Tempo de vida de uma estrela

Massas solares0,08 4 8

Tempode

PesoLeve

AnãBranca

(Planeta)PesoPena

PesoMédio

Estrela denêutrons

EstrelaSupernova

PesoPesado

BuracoNegro

110110

Evolução conforme a massa

da estrelaMais fusões

Sequência principal

Gigante

Super-gigante

Fusãodo Hélio

Nebulosa Planetária Supernova

Anã Branca Estrelade nêutrons Buraco Negro

1/2 1 3 10

1/10 1 10 100

Massa final a estrela

Massa inicial a estrela

MSolar

111111

Evolução de uma estrela peso médio

117117

Peso leve

(Magrinha)

Peso pesado(Obesa)

112112

Evolução de

estrelaspeso peso

médiomédio

NuvemInicial

H → He +

Fe + → ?

C → O + Estrela denêutrons

He → C +

Si → Fe +

O → Si +

Prótons + Elétrons Nêutrons

113113

Reações de Reações de nucleossíntese nucleossíntese

estelarestelar

114114

Geração de energia por fusão nuclear

115115

Representação de um

elemento químico X

XZ = Número de Prótons

M = Número de Massa = Z + Nêutrons

n = p e

116116

Cadeia próton-próton gerando He1

1H + 11H 2

1H + e+ + 2

1H + 11H 3

32He + 3

2He 42He + 2 1

2He + 42He 7

69% 31%

74Be + e- 7

3Li + 7

3Li + 11H 2 4

2He 74Be + 1

1H 85B +

4Be + e+ + 8

4Be 2 42He

99,7%0,3%

Para T > 107 K

117117

Cadeia CNO gerando

1111H + H + 1212

66C C 131377N + N +

131377NN 1313

66C + eC + e++ + + 1313

66C + C + 1111H H 1414

77N + N + 1414

77N + N + 1111H H 1515

88O + O + 1515

88O O 151577N + eN + e++ + +

157N + 1

1H 126C + 4

151577N + N + 11

11H H 161688O + O +

161688O + O + 11

11H H 171799F + F +

171799F F 1717

88O + eO + e++ + + 1717

88O + O + 1111H H 1414

77N + N + 4422HeHe

118118

Processo triplo alfa gerando C

42He + 4

2He 84Be

84Be + 4

2He 12

Para T > 108 K

119119

Reações C-C

126C + 12

168O + 2 4

10Ne + 42He

2311Na + p+

2312Mg + n

2412Mg +

T > 6x108 K

120120

Reações O-O

168O + 16

2412Mg + 2 4

14Si + 42He

3115P + p+

3116S + n

3216S +

T > 109 K

121121

Processos Alfa

24Mg + 42He

28Si + 28Si+ 4

2He 32S +

32S + 42He

36Ar + 36Ar + 4

2He 40Ca +

40Ca + 42He

44Sc + 44Sc + 4

2He 48Ti +

48Ti + 42He

52Cr + 52Cr + 4

2He 56Fe +

24Mg + 42He

28Si + 28Si+ 4

2He 32S +

32S + 42He

36Ar + 36Ar + 4

2He 40Ca +

40Ca + 42He

44Sc + 44Sc + 4

2He 48Ti +

48Ti + 42He

52Cr + 52Cr + 4

2He 56Fe +

122122

Temperaturas e tempos de Temperaturas e tempos de exaustão dos elementos exaustão dos elementos

para fusão nuclearpara fusão nuclear

Fusão Temperatura Tempo de exaustãode (milhões de K) (anos)H 15 10 milhõesHe 170 1 milhãoC 700 1 milNe 1.400 3O 1.900 1 anoSi 3.300 1 dia

Estrelas com massa de 20 massas solares

123123

Morte violenta de uma estrela

Modelos: Fusão violenta do carbono

Colapso gravitacional do núcleo

124124

Modelo I:Fusão violenta do carbono

125125

Estrela Supernova

He C O SiFe

... Cu Ag Pt Au Pb U ...

Elementos mais

pesados

Carbono

Explosão catastrófica

126126

Modelo II:Colapso do núcleo

127127

Supernova gerada por colapso do núcleo

Elementos mais

pesados

Carbono

Fenômeno não catastrófico

Neutrinosdrenandoenergia do núcleo rico em Ferro

Núcleo muito quente

Núcleo colapsa

rapidamente

Casca cai em queda livre

sobre o núcleo

Casca Casca atinge o atinge o núcleonúcleo

128128

Imagens de supernovas e de remascentes de

supernovas

129129Antes Depois

Grande Nuvem de Magalhães

Supernova 1987A( Grande Nuvem de Magalhães )

130130

Remanescente de Supernova

Nebulosa do Caranguejo( Constelação do Touro )

Visão atual dasupernova vistapelos chineses

em 1054

131131

Remanescenteda Supernovade Kepler(1604)

132132

Supernova de Kepler(observada em 1604)

133133

Remascente de supernova em Loop em Cisne

134134

Remanescente de supernova W89

135135

Cassiopéia A

136136

RemanescenteRemanescentede Supernovade Supernova

( Vela )( Vela )

137137Remanescente de Supernova

Constelação do CisneConstelação do Cisne

138138

Resto de supernova

139139

Remanescente de supernova

Nebulosaremanescente

Estrelaremanescente

140140DepoisAntes

Supernova( NGC 7331 )

141141

Supernova extragaláctica

142142

Supernovas extragalácticas

143143

Taxa anual de descoberta de supernovas

144144

Supernovas descobertas

em 2005

145145

Supernovas“próximas”

Via Láctea

Tycho1572

1054Chineses

Kepler1604

Grande Nuvemde Magalhães( SN 1987 A )

160 000anos-luz

146146

Supernovas históricas

185RCW 86

ChinesesPossível8.200 a.l.

Cplapso de massiva

386G11.2-0.3

ChinesesProvável

16.000 a.l.Colapso de massiva

393G347.3-0.5Chineses

Possível3.000 a.l.

Colapso de * massiva

1006SN 1006

ChinesesJaponeses

ÀrabesEuropeusSem dúvida

7.000 a.l.Exp. termonuc. de anã branca

1054Neb. do Carangejo

ChinesesJaponeses

ÀrabesAmericanosSem dúvida

6.000 a.l.Colapso de massiva

11813C58

ChiesesJaponeses

Possível10.000 a.l.

Colapso de massiva

1572Tycho SNRChinesesCoreanosSem dúvida

7.500 a.l.Exp. termonuc. de anã branca

1604Kepler SNRChinesesCoreanosEuropeusSem dúvida13.000 a.l.

Exp. termonuc. de anã branca

1680Cassiopéis AEuropeus

Possível10.000 a.l.

Colapso de massiva

147147

Pulsar

148148

Pulsar

“Visão”

Descobertos em 1967

“Luz”

Radiotelescópios

Eixo deRotaçãoEixo

magnético

Estrelade

nêutrons

Campo magnético 10 bilhões de vezes o do

Farol de Navegação

149149

Processos de extinção em massa

de seres vivos

150150

Extinção dos Dinossauros( 65 milhões de anos atrás )

Raios X

Supernova

151151

Choque de asteróide com a Terra

Poeira

Fuligeme fumaça

Asteróide

Gás epoeira

152152

(Mini)Era Glacial

AtmosferaPoluída

153153

Evolução de uma estrela peso pesado

161161

Peso leve

(Magrinha)

Peso pesado(Obesa)

154154

Evolução de uma estrela peso pesadopeso pesado

Protoestrela

Supergigante

vermelha

Pressão Gravitacional > Pressão Térmica

Reaçãode fusãonuclear

?Colapsogravitacional

155155

Lançamento de corpos em Lançamento de corpos em campos gravitacionaiscampos gravitacionais

156156

Lançamento de corpos em

campos gravitacionais

157157

Estrela Colapsada

158158

Lei da atração gravitacional

F = G M m / d2

M,m = massas dos corpos envolvidosd = distância entre as massasF = força de atração gravitacional

Mm=0 F F = G= G M M 00 // dd22

F = 0 !?!F = 0 !?!Não há Não há

força de força de atração!atração!

159159

Geodésica

É a trajetóriapercorrida pela luz

160160

Curvatura do EspaçoUniverso

Geodésicasretilíneas

Açúcar

Universonão vazio

Geodésicascurvas

161161164164

Foto de um Buraco Negro

BuracoNegro

162162

Representação geométrica de um

Buraco Negro

Geodésicas num espaço vazio

Geodésicas nasproximidades deum Buraco Negro

163163

‘Massa’ de um fóton

Fóton E = mc2

E = hfmc2 = hf

m = hf / c2

164164

Horizonte de eventos

Geodésica

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 .

165165

Forças de maré num Buraco Negro

gcabeça

BuracoNegro

166166

Detecção de Buracos Negros

Se não é possívelver um

Buraco Negro,como posso saber

que ele existe ?

Foto de um Buraco Negro

167167

Princípio da Inércia( Newton, 1642- 1727 )

Um corpo, sobre o qual nãoage nenhuma força, tende a

manter seu estado demovimento ou de repouso.

V VXForça Movimentoretilíneouniforme

168168

Primeira Lei de Kepler( 1571 - 1630 )

Um corpo ligado a outro, gravitacionalmente,gira em torno dele numa órbita elíptica.

169169

Movimento em torno do Centro de Massa Comum

4444 CMCM

M d = m D

r = d + D

170170

Sistema Binário de estrelas

Velocidade

171171

Terceira Lei de KeplerTerceira Lei de Kepler

r’ T(( r r // r’ r’ ))33 = ( = ( T T // T’ T’ ))22

r 3 = [G/(42)] ( MM + m ) T 2

Expressão correta:

r r 33 = k = k T T 22

Expressão aproximada de Kepler

172172

Massas das estrelas de Sistemas Binários

M d = m D

r = d + D

r 3 = [G/(42)] ( MM + m ) T 2

173173

Sistema Planetário

m <<< mSol Planeta !Planeta !

Velocidade

174174

Sistema Binário de estrelas

m >>> mSol Buraco Negro !

Velocidade

175175

Fontes de Raios X

Raios X

Matéria(cargas elétricas)

caindo na estrela centralpor atração gravitacional

Buraconegro

AnãBranca

SistemaBinário

Raios X

176176

Fontes de raios-X no centro da Galáxia

Telescópio Chandra( Raios X )

Foto em raios-X do Centro Galáctico

177177

Fontes de Raios-XFontes de Raios-X

178178

Não!Não!Será que a Terra poderá vir a ser um

buraco negro?

179179

Fabricar um Buraco Negro !

BuracoNegroTerra

180180

Para se tornar um Buraco Negro

Massa ?

Raio de Schwarzschild:

R = ( 2GM ) / c2

Terra 3x10-6 M 1 cm 1027

Sol 1 M 3 km 1016

Estrela Pesada 10 M 30 km 1014

Galáxia 1011 M 0,03 AL 10-6

Universo ? ? ?

Corpo / sistema Massa Raio Densid. MSol= 2x1030 kg g/cm3

Schwarzschild

181181

Relação entre tamanho e massa

Planetas

Asteróides

Anã branca

Pulsar

ÁtomosMoléculas

Núcleos atômicos Massa da estruturaMassa da estrutura

Região decolapso

gravitacional

Buraco Negro

Estrela

Galáxia

Universo

182182

Fatores que poderiam "inchar" a massa do Universo

Buracos negros

Neutrinos com massa

NeutrinoNeutrino

PósitronPósitronMassa

escura no Universo

? ? ? ?

183183

Universo como um Buraco Negro

Universo

Galáxia

Anã branca

Pulsar

Planetas

Asteróides

ÁtomosMoléculas

Núcleos atômicos Massa da estruturaMassa da estrutura

Região decolapso

gravitacional

Buraco Negro

Estrela

184184

Conclusão

Pode ser que Nosso Universose comporte como um

Buraco Negro

• Nada do que está dentro pode sair;• Para “outro” Universo, somos invisíveis.

185185

Evolução do Evolução do UniversoUniverso

186186

Etapas da Evoluçãodo Universo

Big-bang

Era dePlanck

Era doshádrons

Era dosLéptons D

Era daRadiação

Era da Matéria D

Formaçãode galáxias

Formaçãode estrelas

0 10-43

10 kanos

300 kanos

1 Banos

4 Banos

10,5 Banos

15 Banos

187187

Instantes iniciais do UniversoUniverso

primordial

Big-bangUniverso(H2 e He)

188188

Formação de galáxias por fragmentaçãoUniverso

GaláxiasGaláxia de Andrômeda

189189

Aglomerado de galáxias

190190

Contração gravitacional de uma nebulosa

GásHidrogênio

191191

Nascimento de uma estrela

Início dasreações de

Fusão Nuclear

Nasceu a estrela !

Nebulosainicial

192192

Formação de estrelas fora de Nossa Galáxia

193193

Formação de estrelas em Nossa Galáxia

Nebulosada

Tarântula

194194

O Sol e nós!O Sol e nós!Formação

de estrelas na Nossa Galáxia

195195

Uma dúvida...

Big-bangBig-bang

Universoinicial

(H2 e He)

196196

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

197197

Se o Sol é uma estrelapeso leve, sem poder

gerar Ferro, por exemplo,então

como surgiram os elementos pesados do

Sistema solar?

198198

Sol: uma estrela de segunda mão

Nebulosasolar

Nebulosavizinha

EstrelaSupergigante

Supernova

He C O Si Fe... Cu Ag Pt Au Pb U ...

Estrelaremanescente

199199

Ser HumanoSer Humano

Matéria prima:Matéria prima:

HidrogênioPedaços de estrelas que explodiram!

200200

Formação contínuade estrelas

AnãBranca

Super-nova

Buraconegro

Matériaejetada

Estrela

Estrela denêutrons

Média

Pesada

Prim. Geração

Seg. Geração

MassaMassamarronmarron

201201

Nebulosaenriquecida

Reciclagem de estrelas

Nebulosaprimordial

PesoMédio Super

GiganteVermelha

SuperGigante

Estrela Supernova

SuperGigante

Reaçõesde fusãonuclear

Sistema Solar

202202

Aglomerado estelar jovem

nascido na Nebulosa 30

Dorado

Nascimento de estrelas de segunda geração

203203

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 devem estar associados com estrelas de segunda geração em estrelas de segunda geração em

diante.diante.Formação de estrelas de

segunda geração

204204

E ... a vida ?Como surgiu na Terra ?

205205

VidaUma definição de ser vivo:

Um ser vivo é aquele que consegue:

• se manteree

• perpetuar a espécie

206206

Vida TerrestreVida Terrestre Toda forma de vida na Terra é composta

pelos mesmos “tijolinhos” básicos: Toda forma de vida na Terra é composta

pelos mesmos “tijolinhos” básicos:

CarboxilaAmina

RadicalgenéricoAminoácidosAminoácidos

Basenitrogenada

Açúcar

Fosfato

NucleotídeosNucleotídeos

DNADNAMolécula da hereditariedade

207207

Gerar Vida no laboratório?

MatériaInorgâ-

Raio XUV

MatériaOrgânicaProteínasAçúcares

AminoácidosNucleotídeos

(Biopolímeros)

Miller(1957)

208208

Seres “quase” vivosSeres “quase” vivos Vírus são entes que estão “entre” os seres

vivos e os inanimados Vírus são entes que estão “entre” os seres

vivos e os inanimados

Ser ounão ser ?

Vírus

209209

Geração de Vida na Terra

Raios X

Ultravioleta

Compostosorgânicos

Biopolímeros

Procariontes(unicelulares)

?Protobiontes

VIDA :Feliz coincidência de propriedades

Físicas e Químicasnum determinado local e momento?

210210

Será que os Terráqueossão, mesmo, originários

da Terra ?

211211

A vida surgiu na Terra?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!

MeioInterestelar

Onde, então?

212212

Moléculas interestelaresMoléculas interestelares

HC11N, HC9N, HC5NCH3OH (álcool metílico)CH3CH2CNHCOOCH3

CH4 (metano)NH3 (amoníaco)H2O (água) H2CO (formol)C2H2 (acetileno)CO (monóxido de Carbono)H2, C2, OH, CHCH3NH2, HNO, CNOCS, HNCS, SO2

HC11N, HC9N, HC5NCH3OH (álcool metílico)CH3CH2CNHCOOCH3

CH4 (metano)NH3 (amoníaco)H2O (água) H2CO (formol)C2H2 (acetileno)CO (monóxido de Carbono)H2, C2, OH, CHCH3NH2, HNO, CNOCS, HNCS, SO2

C2H5OH(CH3)2OC2H5CNHC13N

CH3CHOCH3C2HHCOOH

C2H5OH(CH3)2OC2H5CNHC13N

CH3CHOCH3C2HHCOOH

Algumas moléculas interestelares,

fundamentais para a vida, já detectadas

Algumas moléculas interestelares,

fundamentais para a vida, já detectadas

213213

Vida trazidaà Terra?

Panspermia:A vida surgiu em

diferenteslocais e foi espalhada

pelo Universo.

Panspermia:A vida surgiu em

diferenteslocais e foi espalhada

pelo Universo.

214214

ConclusãoConclusão

É possível que cada um de nós tenha tido um ancestral

extraterrestre!

215215

Importante!Importante!• Não há Não há

nenhuma nenhuma prova da prova da existência existência de Vida de Vida fora da fora da Terra.Terra.

• Mas ... Mas ... também não também não há nenhuma há nenhuma

prova de prova de que ela lá que ela lá

não exista!não exista!Não achei

cobra nenhuma!

FimFim R. BoczkoR. Boczko

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