A bertura do Setor de Astronomia - CDCC

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A bertura do Setor de Astronomia - CDCC
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Setor de Astronomia - CDCC
Setor de Astronomia (OBSERVATÓRIO) (Centro de
Divulgação da Astronomia - CDA) Centro de
Divulgação Científica e Cultural -
CDCC Universidade de São Paulo -
USP http//www.cdcc.sc.usp.br/cda Endereço Av.
Trabalhador São-Carlense, n.400 Tel
0-xx-16-273-9191 (Observatório) Tel
0-xx-16-273-9772 (CDCC) e-mail
cda_at_cdcc.sc.usp.br LocalizaçãoLatitude 22 00'
39,5"S Longitude 47 53' 47,5"W
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Sessão Astronomia
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O Que é a Sessão Astronomia?
As Sessões Astronomia são palestras proferidas
por monitores do Setor de Astronomia todos os
sábados às 21h00. Iniciadas em 1992, foram
criadas com o objetivo de falar sobre Astronomia
ao nosso público em uma linguagem simples e
acessível a todas as faixas etárias. Estas
palestras se tornaram uma opção de diversão e
informação para a comunidade local e também para
visitantes de nossa cidade. Os temas abordados
são os mais variados possíveis. O material
multimidia contido aqui consiste numa opção
áudiovisual complementar que o proferssor do
Sistema de Ensino pode utilizar como auxílio a
suas aulas. O conteúdo das Sessões Astronomia
podem ser Acessos no seguinte endereço http//edu
car.sc.usp.br/ciencias/astro/cda/sessao-astronomia
/
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Tema
Estrelas
de
Nêutrons
Por Marina Trevisan
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Identificação do Tema
Título Estrelas de Nêutrons Autora Marina
Trevisan Data da Apresentação 07 de junho de
2003 Apresentadora Marina Trevisan Resumo As
estrelas não são eternas todas elas surgem e
morrem. A forma como isso acontece varia de
acordo com a sua massa. Estrelas como o Sol, que
não são consideradas estrelas de grande massa, no
final de suas vidas transformam-se em um tipo de
estrela chamado anã branca. Esta estrela, ainda
que morta, permanece a brilhar por vários bilhões
de anos. Porém se a estrela for muito mais
massiva que o nosso Sol, o final de sua vida é um
pouco mais conturbado, uma vez que esta explode
violentamente, em uma explosão que chamamos de
Supernova. E quando isto acontece, outros dois
tipos de objetos podem surgir um buraco negro ou
uma Estrela de Nêutrons.
Créditos imagem Dave King Fonte Scifiimages.com
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Diapositivo Visual
Em uma noite de verão de 1967...
Jocelyn Bell
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Conteúdo Descoberta de 1967...
Jocelyn Bell nasceu no ano de 1943, emBelfast, e
formou-se em Física na Universidade de Glasgow.
Logo em seguida, ela começou o seu doutorado na
Universidade de Cambridge. Os dois primeiros anos
de seu doutorado foram dedicados à construção de
um rádio telescópio, o qual começou a operar em
1967. E foi com este telescópio que Jocelyn
detectou um sinal de rádio pulsado, com período
de 1,337 segundos. Referência Disponível em
lthttp//www.hypatiamaze.org/j_bell/pulsar.htmlgt.
Acesso em 02. jul. 2003. Disponível em
lthttp//starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/who
s_who_level2/bell.htmlgt. Acesso em 02. jul. 2003.
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Conteúdo Descoberta de 1967...
32m.jpg. Disponível em lthttp//www.jb.man.ac.uk/p
ublic/story/32m.jpggt. Acesso em 02. jul.
2003. 08-bell.jpg. Disponível em lthttp//astro.ws
u.edu/worthey/astro/html/im-women/08-bell.jpggt.
Acesso em 02. jul. 2003. PSR_Pulses.gif.
Disponível em lthttp//www.hartrao.ac.za/pulsars/P
SR_Pulses.gifgt. Acesso em 02. jul. 2003.
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Diapositivo Visual
Emissões de rádio pulsantes???
período de 1,337 segundos
Estrelas anãs brancas???ro/html/im-women/
Estrelas binárias eclipsantes???
Civilização alienígena???
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Conteúdo Sinais pulsados de Rádio???
Quando Jocelyn descobriu sinais de rádio
pulsados, não se sabia direito o que isto poderia
ser. Algumas hipóteses foram levantadas, como por
exemplo, civilização extraterrestre. Também
cogitou-se a possibilidade de ser uma anã branca,
ou então um sistema com duas estrelas, onde
eventualmente uma de suas integrantes passa em
frente da outra, acorrendo assim uma diminuição
no seu brilho.
whitedwarf.jpg. Disponível em lthttp//www.abc.net
.au/science/news/stories/s265224.htmgt. Acesso em
02. jul. 2003. binary.jpg. Disponível
em lthttp//www.glyphweb.com/esky/default.htmgt.
Acesso em 02. jul. 2003. bean-alien.jpg.
Disponível em lthttp//www.animationalley.com/coll
ectibles/beanies/images/bean-alien.jpggt. Acesso
em 02. jul. 2003.
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Diapositivo Visual
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Conteúdo Estrelas
Estrelas, assim como o nosso Sol, nascem em
nuvens de gás e poeira, chamadas nebulosas.
Durante a sua vida, elas geram energia no seu
interior, onde imperam pressões e temperaturas
altíssimas, e liberam tal energia em forma de
partículas e luz. Porém, após algum certo tempo,
que depende da massa da estrela, a energia pára
de ser produzida, e tranformações drásticas
começam a ocorrer na estrela. Referências Dispon
ível em lthttp//archive.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/Bim
a/StarForm.html
SOHO. sun.jpg. Disponível em lthttp//fusioned.gat
.com/Teachers/SlideShow.htmlgt. Acesso em 02.
jul. 2003.
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Diapositivo Visual
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Conteúdo Sol como uma Gigante Vermelha
Quando a vida das estrelas começa a chegar ao
fim, estas se tranformam em uma estrela muito
maior, chamada Gigante Vermelha. A figura no
slide ilustra o nosso Sol daqui cinco bilhões de
anos, quando se transformará em uma estrela desse
tipo. Apesar de maior, a temperatura na
superfície desta estrela é menor.
Referências Disponível em lthttp//imagine.gsfc.
nasa.gov/docs/ask_astro/answers/971016.htmlgt.
Acesso em 02. jul. 2003. Disponível em
lthttp//hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/hframe
.htmlgt. Acesso em 02. jul. 2003. Disponível em
lthttp//www.sciencenet.org.uk/database/Physics/Sta
rs/p01157c.htmlgt. Acesso em 02. jul. 2003.
img016.gif. Disponível em lthttp//www.science.gmu
.edu/hgeller/astrobiology/ ablec4/sld016.htmgt.
Acesso em 02. jul. 2003.
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Conteúdo Sol como uma Gigante Vermelha
img016.gif. Disponível em lthttp//www.science.gmu
.edu/hgeller/astrobiology/ ablec4/sld016.htmgt.
Acesso em 02. jul. 2003.
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Diapositivo Visual
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Conteúdo Nebulosa Planetária, Anã Branca, morte
do nosso Sol
Depois de se transformarem em Gigantes Vermelhas,
estrelas com pouca massa como o nosso Sol (que
possui apenas 2 . 1030 kg!) começam a liberar
as suas camadas mais externas, e a parte mais
interior da estrela contrai-se. Desta forma, as
camadas ejetadas formam uma nuvem de gás em volta
da estrela que está morrendo, formando assim o
que conhecemos por Nebulosa Planetária. Já a
parte interior contrai-se tanto que forma um
objeto muito denso, a Anã Branca. E esta será a
morte do nosso Sol. Referências Disponível em
lthttp//imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2
/dwarfs.htmlgt. Acesso em 02. jul.
2003.Disponível em lthttp//observe.arc.nasa.gov/
nasa/space/stellardeath/stellardeath_2a.htmlgt.
Acesso em 02. jul. 2003.
Hubble Space Telescope. m57ring_hst_big.jpg.
Disponível em lthttp//www.astro.psu.edu/users/sta
rk/ images/m57ring_hst_big.jpggt. Acesso em 02.
jul. 2003.
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Diapositivo Visual
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Conteúdo Limite de Chandrasekhar
Nem toda estrela que morre se transforma em uma
anã branca. Por volta de 1930, um indiano chamado
Subramanyan Chandrasekhar teorizou que a máxima
massa que uma anã branca poderia ter seria por
volta de 1,44 massas solares. Acima disso, a
estrela não conseguiria manter-se estável, e
colapsaria. Este limite ficou conhecido por
Limite de Chandrasekhar. Chandra recebeu o prêmio
Nobel de Física no ano de 1983 pelos seus estudos
acerca de anãs brancas. Referências Disponível
em lthttp//www.nobel.se/physics/laureates/1983/ch
andrasekhar-autobio.html Disponível em
lthttp//hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/
whdwar.html
AIP - IP Niels Bohr Library. chandraBook-72.jpg.
Disponível em lthttp//chandra.harvard.edu/resourc
es/illustrations/chandraBook.htmlgt. Acesso em
02. jul. 2003.
21
sn_explosion_sm_web.mpeg
22
Conteúdo Explosão de Supernova
Estrelas muito mais massivas que o nosso Sol, com
cerca de 6 massas solares, quando chegam ao final
de suas vidas e tranformam-se em uma Gigante
Vermelha, ao invés de simplesmente ejetar a suas
camadas exteriores, estas explodem violentamente,
numa explosão que chamamos de Supernova. Esta
explosão emite tanta energia que chega a brilhar
mais que uma galáxia inteira. Referências Disponí
vel em lthttp//heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/snr.htm
lgt. Acesso em 02. jul. 2003. Disponível em
lthttp//imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/topics
/snr_group/spec_short.htmlgt. Acesso em 02. jul.
2003.
sn_explosion_sm_web.mpeg. CXC/D.Berry A.Hobart,
Chandra Resources Animations Video
X-ray Sources Supernovas Pulsars. Disponível
emlthttp//chandra.harvard.edu/resources/animation
s/pulsar.htmlgt. Acesso em 02. jul. 2003.
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Diapositivo Visual
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Conteúdo Nebulosa do Caranguejo
No ano de 1054 foi registrado na China a
observação de um objeto muito brilhante, que
apareceu repentinamente no céu. Tal objeto
brilhava tanto que era possível vê-lo mesmo
durante o dia. Hoje sabemos que o que foi visto
em 1054 foi uma explosão de Supernova, que na
verdade ocorreu 6500 anos antes. Na explosão,
parte da matéria da estrela é violentamente
arremessado pelo espaço, produzindo algo que
conhecemos como Remanescente de Supernova. No
slide vê-se a remanescente de supernova que
surgiu com a explosão vista em 1054. Parte da
matéria da estrela, porém, não é ejetada. Assim
como ocorre na formação das anãs brancas, a parte
mais interna da estrela se contrai, formando
também objetos muito densos. Esses objetos podem
ser um buraco negro ou uma estrela de nêutrons.
Referências Disponível em lthttp//www.garretwil
son.com/essays/science/supernova.htmlgt. Acesso
em 02. jul. 2003. Disponível em
lthttp//www.seds.org/messier/m/m001.htmlgt. Acesso
em 02. jul. 2003.
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Conteúdo Nebulosa do Caranguejo
European Southern Observatory. phot-40f-99-normal.
jpg. Disponível em lthttp//www.eso.org/outreach/p
ress-rel/pr-1999/pr-17-99.htmlgt. Acesso em 02.
jul. 2003.
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Diapositivo Visual
Fritz Zwicky
Walter Baade
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Conteúdo Estrelas de Nêutrons na teoria
Em 1934, muitos anos antes da descoberta do
primeiro pulsar, Walter Baade e Fritz Zwicky
teorizaram que uma estrela muito massiva, quando
chegasse ao final de sua vida, explodiria a e sua
parte mais interna colapsaria sobre si mesma,
produzindo assim uma estrela de
nêutrons. Referências Disponível em
lthttp//www.dynamical-systems.org/zwicky/Zwicky-e.
htmlgt. Acesso em 02. jul. 2003.
zwicky.jpg. Disponível em lthttp//www.spacefame.o
rg/zwicky.jpggt. Acesso em 02. jul.
2003. baade.jpg. Disponível em
lthttp//www.phys-astro.sonoma.edu/BruceMedalists/B
aade/baade.jpggt. Acesso em 02. jul. 2003.
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Diapositivo Visual
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Conteúdo Nêutron???
Antes de mais nada, abre-se aqui um parênteses
para explicar o que afinal um nêutron. Toda
matéria, é constituída de átomos. A palavra
átomo, de origem grega, quer dizer indivisível.
Porém, apesar do significado da palavra, o átomo
não é indivisível, uma vez que é constituído de
partículas ainda menores, que são os elétrons, os
prótons e os nêutrons. Os prótons e os nêutrons
encontram-se no núcleo do átomo, em torno do qual
giram os elétrons. Os prótons e os elétrons
possuem carga (próton positivo elétron
negativo), mas o nêutron não. Referências Dispon
ível em lthttp//hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hba
se/hframe.htmlgt. Acesso em 02. jul. 2003.
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Conteúdo Nêutron???
apple.jpg. Disponível em lthttp//www.umu.se/stude
ntcentrum/images/apple.jpggt. Acesso em 02. jul.
2003. atom_350_234.gif. Disponivel
em lthttp//www.sr.bham.ac.uk/xmm/images/atom/atom
_350_234.gifgt. Acesso em 02. jul. 2003.
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Diapositivo Visual
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Conteúdo Pressão de Radiação e Estabilidade da
Estrela
Toda estrela, por menos massivas que estas sejam
(suas massa variam de 0,08 massas solares a 80
massas solares), exercem uma atração
garvitacional muito forte sobre si mesmas, ou
seja, há uma força muito intensa que tende a
puxar toda a matéria da estrela para o centro
(setas azuis) Então o que faz a estrela não
desabar sobre si mesma? Durante a sua vida, as
estrelas se mantém estáveis devido à pressão
exercida de dentro pra fora da estrela (setas
cinzas), Essa pressão é a soma da Pressão de
Radiação, que a pressão que a luz emitida pela
própria estrela exerce, empurrando toda a
matéria pra fora, e também a pressão que o
próprio gás quente que compõe a estrela exerce.
Assim as forças se compensam e a estrela se
mantém em equilíbrio. Referências Disponível em
lthttp//www.astro.umd.edu/education/astro/stev/mai
n_seq.html
halpha.gif. Disponível em lthttp//zebu.uoregon.ed
u/soper/ImSun/halpha.gifgt. Acesso em 02. jul.
2003.
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Diapositivo Visual
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Conteúdo Pressão de radiação em no final da vida
da estrela
A pressão de radiação existe graças às reações
nucleares que ocorrem no núcleo da estrela, onde
quatro átomos de hidrogênio se fundem para formar
um de hélio. Um átomo de hélio, porém, possui
menos massa que quatro de hidrogênio. Para onde
vai essa massa então??? A resposta para esta
pergunta foi dada por Einstein, com a seguinte
equação E m.c2 que diz que toda massa pode ser
tansformada em energia. Este é o princípio de uma
bomba atômica. Na estrela, essa energia é
liberada, entre outras coisas, em forma radiação,
ou seja, luz. Por isso que as estrelas
brilham. Porém, chega um momento na vida da
estrela que praticamente todo o hidrogênio já
fora convertido em hélio, ou seja, acaba o
combustível da estrela. Neste momento, a
estrela começa a transformar-se. Como a fusão
nuclear começa então a ocorrer em camadas mais
externas ao núcleo, e no caso de estrelas muito
massivas, a fusão de elementos mais pesados
também começa a acontecer, a estrela acaba por se
expandir. Por isso torna-se uma gigante vermelha.
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Conteúdo Pressão de radiação em no final da vida
da estrela
A estrela,porém, não expande-se indefinidamente,
tanto que, como já foi dito anteriormente, a
gigante vermelha volta a retrair-se. No caso de
estrelas do tamanho do nosso Sol, assim que cessa
a fusão nuclear mesmo nas camadas mais externas,
a força gravitacional acaba por prevalecer,
fazendo com que a estrela so torne um objeto
muito denso, ou uma anã branca. Já em estrelas
muito massivas, quando estas começam a fundir o
elemento ferro, tal reação consome energia,
fazendo com que a pressão interna diminua
drasticamente. Assim, a estrela colapsa, formando
um objeto muitas vezes mais denso que uma anã
branca. Mas como fazer com que só sobrem nêutron
na estrela??? O que ocorre e que a gravidade é
tão intensa que é capaz de fazer com que os
elétrons caiam nos núcleos, e assim os elétrons
se fundem com os prótons, produzindo nêutrons.
Nasce então a Estrela de Nêutrons. Referências D
isponível em lthttp//www.eia.brad.ac.uk/btl/m2.ht
mlgt. Acesso em 02. jul. 2003.
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Diapositivo Visual
Anã Branca
Sol
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Conteúdo Tamanho de uma anã branca comparado com
Sol
Uma anã branca é um objeto muito denso. Tem cerca
de uma massa solar comprimida em uma esfera de 10
000 km de diâmetro. O nosso Sol quando se tornar
uma anã branca será cerca de 115 vezes menor do
que é hoje.
sun_whit.gif. Disponível emlthttp//
ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/
lectures/whitedwrf.htmgt. Acesso em 02. jul.
2003.Imagem traduzida
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Diapositivo Visual
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Conteúdo Tamanho de uma estrela de nêutrons
Uma estrela de nêutrons é muito mais densa que
uma anã branca. E muito menor também. Possui um
diâmetro de cerca de 20 km, apenas.
remnant2.gif. Disponível em lthttp//ircamera.as.a
rizona.edu/NatSci102/lectures/neutronstar.htmgt.
Acesso em 02. jul. 2003.
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Diapositivo Visual
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Conteúdo Tamanho de uma estrela de nêutrons
Uma estrela de nêutrons é tão pequena que caberia
entre Ibaté e São Carlos!!! (círculo azul)
NIT - Departamento Nacional de Infra-Estrutura de
Transportes. Ministerio dos Transportes
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Diapositivo Visual
Anã branca Uma colher de chá 10 toneladas!!!
Estrela de Nêutrons Uma colher de chá 1
000 000 000 toneladas!!!!!
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Conteúdo Densidade de anãs brancas e estrelas de
nêutrons
Qual seria o peso de uma colher de chá de uma anã
branca aqui na Terra??? Cerca de 1 tonelada E
uma colher de chá de uma estrela de nêutrons??? 1
000 000 000 toneladas!!! Esse slide mostra o
quanto esses objetos são densos.
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Diapositivo Visual
Isso seria equivalente à
Uma massa de mais ou menos 4 000 000 000 000 000
000 000 000 000 000 kg comprimida em uma esfera
de 20 km de diâmetro
Massa do nosso Sol comprimida em uma esfera de 5
km de diâmetro
Comprimir a Terra em uma esfera de 100 metros de
diâmetro
Comprimir toda a humanidade em um volume de um
dado!!!
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Conteúdo Alguns números acerca de estrelas de
nêutrons
Este slide contém algumas comparações, para
ter-se idéia da densidade de uma estrela de
nêutrons.
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Diapositivo Visual
!!!!!!!!!
Gravidade em uma estrela de nêutrons 100 000
000 000 maior que na Terra
Você pesaria o equivalente a 10
000 000 000 000 kg em uma estrela de nêutrons
Para levantar uma pena você teria que fazer uma
força 300 000 000 000 maior que aqui na Terra.
Ou seja, seria a força necessária para levantar
uma massa de 300 000 000 kg aqui na Terra
Você teria a espessura de um nêutron 0,000
000 000 000 1 centímetros!!!
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Conteúdo Alguns números acerca de estrelas de
nêutrons
Este slide contém alguns números interessantes,
que dá idéia de como é uma estrela de
nêutrons. Note que a espessura que você teria em
uma estrela de nêutrons corresponde justamente a
espessura de um nêutron, uma vez que se você
caísse na superfície de uma estrela dessas, você
seria esmagado até que todos os átomos do seu
corpo se transformarem em nêutrons!
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Diapositivo Visual
Estrela de Nêutrons
Crosta
?
Superfluído de Nêutrons
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Conteúdo Interior de uma estrela de nêutrons
Estrelas de nêutrons possuem uma crosta muito
lisa, com apenas algumas centenas de metros. A
maior elevação possível na superfície de uma
estrela de nêutros teria 1 cm, devido a intensa
força gravitacional. A gravidade faz também com
que esta estrela seja perfeitamente esférica,
mesmo possuindo um período de rotação muito
pequeno, como será citado mais adiante. O
interior de uma estrela de nêutrons é constituído
por um superfluído de neutrôns. O que há no
centro de uma estrela dessas ainda é discutido.
N_sctn.jpg. Disponível em lthttp//science.nasa.g
ov/newhome/headlines/sgr_slides/N_sctn.jpggt.
Acesso em 02. jul. 2003. Imagem traduzida e
adaptada.
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Diapositivo Visual
Rotação de uma estrela de Nêutrons
Período mais longo 4,4 segundos
Período mais curto 0,0016 segundos!!! Ou seja,
625 voltas por segundo!!! Isso é 3 vezes mais
rápido que um liquidificador!!!
Mas por que gira tão rápido, tia???
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Conteúdo Rotação de uma estrela de nêutrons
Uma estrelas de nêutrons gira muito rápido.
Quando se formam, podem chegar a uma velocidade
de 1000 rotações por segundo! Isso ocorre devido
a uma lei física, a conservação do momento
angular. Estrelas, quando ainda na sequência
principal, giram com uma certa velocidade. O
nosso Sol, por exemplo, dá uma volta em torno de
si mesmo a cada 25 dias (no equador). Porém a
massa da estrela se concentra em um volume menor,
pela lei da conservação do momento angular, ela
deverá girar mais rápido. Referências Disponíve
l em lthttp//hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/
conser.htmlconamogt. Acesso em 02. jul. 2003.
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Diapositivo Visual
Campo Magnético
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Conteúdo Campo magnético de uma estrela de
nêutrons
Estrelas de nêutrons, assim como a Terra, possui
campo magnético. A existência do campo magnético
da Terra pode ser facilmente constatada com uma
bússola. O que faz com que a setinha da bússola
sempre aponte para o mesmo lugar é o campo
magnético da Terra, pois esta se alinha com as
linhas de campo (ver figura no slide) do campo
magnético terrestre.
hottopics_magnetics_enlarge.gif. Disponível em
lthttp//www.divediscover.whoi.edu/images/hottopic
s_magnetics_enlarge.gifgt. Acesso em 02. jul.
2003.bussola.jpg. Disponível em
lthttp//www.the-c.it/uec/fr_editoriale.htmgt.
Acesso em 02. jul. 2003.
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Diapositivo Visual
Campo magnético de uma estrela de Nêutrons
10 000 000 000 000 mais intenso
que o da Terra!!!
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Conteúdo Campo magnético de uma estrela de
nêutrons
Uma estrela de nêutrons possui um campo magnético
muitas vezes mais intenso que o da Terra. Isso se
deve ao fato de que quando um objeto magnetizado
(como uma estrela) reduz seu tamanho pela metade,
seu campo magnético aumenta quatro vezes em
intensidade.
bussola.jpg. Disponível em lthttp//www.the-c.it/u
ec/fr_editoriale.htmgt. Acesso em 02. jul. 2003.
56
Diapositivo Visual
Campo magnético de uma estrela de Nêutrons
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Conteúdo Campo magnético de uma estrela de
nêutrons
Assim como acontece na Terra, o campo magnético
de uma estrela de nêutrons acelera elétrons e
outras partículas. Pórem, o campo magnético de
uma estrela de nêutrons é muitas vezes mais
intenso que na Terra, fazendo assim com que os
elétrons se movam a uma velocidade perto da
velocidade da luz (velocidade da luz 300 000
km/s), emitindo o que chamamos de Radiação
Síncrotron. Como estas partículas aceleradas se
concentram na região dos pólos magnéticos, são
emitidos dois feixes de radiação na direção dos
pólos (ver imagem no slide). ReferênciaDisponíve
l em lthttp//astrosun.tn.cornell.edu/courses/astr
o201/synch_rad.htmgt. Acesso em 02. jul. 2003.
S15_4e.gif. Disponível emlthttp//www.physics.fsu
.edu/courses/fall98/ast1002/section4/neutronstars/
fig11-4/fig11-45.htmgt. Acesso em 02. jul. 2003.
58
crab_timelapse_sm.mpeg
59
Conteúdo Animação da Nebulosa do Caranguejo (em
Raios-X)
Este slide contém uma animação feita pelo
Telescópio Espacial de Raios-X CHANDRA, que
mostra a Nebulosa do Caranguejo vista em Raios-X.
O ponto central mais brilhante pisca 30 vezes
por segundo. As imagens do telescópio espacial
Chandra revelou um anel brilhante ao redor do
coração da Nebulosa do Caranguejo, cujo
remanescente da explosão dessa supernova é um
pulsar (Estrela de Neutrons)
NASA - Chandra Resources Animations
Video X-ray Sources Supernovas Pulsars.
crab_timelapse_sm.mpeg, Disponúvel em
lthttp//chandra.harvard.edu/resources/animations/p
ulsar2.htmlgt. Acesso em 02. jul. 2003.
60
crabanim.mpeg
Pulsar
61
Conteúdo Pulsar
Como o campo magnético de uma uma estrela de
nêutrons dificilmente está alinhado com seu eixo
de rotação (isso também ocorre na Terra, portanto
uma bússola não aponta para os pólos geográficos,
e sim para os pólos magnéticos), se a Terra
estiver na posição adequada, o que veremos aqui
será um feixe de radiação pulsado. Isso seria
semelhante a um farol de sinalização para navios.
Este tipo de estrelas de nêutrons são chamadas de
pulsares. Referência Neutron Stars and Pulsars -
Introduction. Disponível em lthttp//imagine.gsfc.
nasa.gov/docs/science/know_l1/pulsars.htmlgt.
Acesso em 02. jul. 2003.
Fig14_12.jpg. Disponível em lthttp//www.astro.ubc
.ca/people/newbury/astro311/src/Fig14_12.jpggt.
Acesso em 02. jul. 2003.
Walt Feimer. STSci. crabanim.mpeg. Dispoível em
lthttp//www.obspm.fr/messier/more/m001_h2.htmlgt.
Acesso em 02. jul. 2003.
62
Diapositivo Visual
63
Conteúdo Pulsar na Nebulosa do Caranguejo
Este slide mostra o pulsar da Nebulosa do
Caranguejo. Ele pulsa 30 vezes por segundo. Vale
lembrar que o feixe de radiação é contínuo o que
muda é a direção para onde ele está apontado.
Isso é análogo a um farol. Referência Neutron
Stars and Pulsars - Introduction. Disponível em
lthttp//imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1
/pulsars.html
European Southern Observatory. phot-40f-99-normal.
jpg. Disponível em lthttp//www.eso.org/outreach/p
ress-rel/pr-1999/pr-17-99.htmlgt. Acesso em 02.
jul. 2003.FG22_03A_PCT.jpg. Disponível em
lthttp//www.pas.rochester.edu/afrank/A105/Lecture
XI/FG22_03A_PCT.jpggt. Acesso em 02. jul. 2003.
64
Diapositivo Visual
Emissões de rádio pulsantes???
período de 1,337 segundos
Estrelas anãs brancas???ro/html/im-women/
Estrelas binárias eclipsantes???
Civilização alienígena???
Pulsar!!!
65
Conteúdo Descoberta de 1967
As hipóteses levantadas para explicar a
descolberta de 1967 logo foram descartadas 1.
Estrelas anãs brancas? Estrelas anãs brancas não
podem emitir feixes de luz com uma frequência tão
elevada. 2. Sistemas binários eclipsantes? Sistema
s binários, para que emitam um feixe com tal
frequência, devem ter suas estrelas separadas por
uma distância de 1000 km uma da outra, o que é
muito pouco provável, afinal uma estrela tem
normalmente um diâmetro várias vezes maior que
isto. 3. Civilização alienígena? Esta hipótese
também foi descartada, pois o feixe possuia uma
frequência muito bem determinada, o que tornava
muito improvável a possibilidade de ter sido
emitido por outra civilização. Na verdade, o que
foi descoberto por Jocelyn Bell fora o primeiro
pulsar.
66
Diapositivo Visual
Antony Hewish - Prêmio Nobel em 1974
67
Conteúdo Antony Hewish - Prêmio Nobel em 1974
Antony Hewish, orientador de Jocelyn Bell na
época de sua descoberta, ganhou o prêmio Nobel em
1974 pela descoberta do primeiro
pulsar. Referência Antony Hewish -
Autobiography Disponível em lthttp//www.nobel.se/
physics/laureates/1974/hewish-autobio.htmlgt.
Acesso em 02. jul. 2003.
IUCAA. VR33.jpg. Disponível em
lthttp//www.iucaa.ernet.in/library/photogal/visit
/VR33.jpggt. Acesso em 02. jul. 2003.
68
Diapositivo Visual
Eles acharam o primeiro pulsar, mas...
Cerca de 1000 pulsares já são conhecidos em nossa
galáxia
Estima-se haver cerca de 1 000 000 000 desses
objetos na Via Láctea A nossa galáxia possui
cerca de 400 000 000 000 de
estrelas!!!
69
Conteúdo Pulsares em nossa Galáxia
Cerca de 1000 pulsares já são conhecidos em nossa
galáxia, sendo que a maioria são de ondas de
rádio. Levando-se em consideração o número o
tempo de vida de estrelas massivas, que são as
que formam estrelas de nêutrons, estima-se que
existam cerca de 1 000 000 000 desses objetos na
Via Láctea.
70
Diapositivo Visual
Estrelas de Nêutrons em sistemas binários
Feixe de raios-X
Estrela de Nêutrons
71
Conteúdo Estrelas de Nêutrons em Sistemas
Binários
Estrelas de Nêutrons são achadas em diversos
lugares em nossa galáxia, como por exemplo em
sistemas binários. Devido a sua grande massa, a
estrela de nêutrons rouba matéria de sua
companheira. São nesses sistemas que encontramos
os pulsares de raios-X e pulsares de
microsegundo. Estes últimos são chamados assim
devido a sua alta velocidade de rotação (período
chegam a ser de 0,0016 segundos!).
xray_pulsar.jpg. Disponível emlthttp//www.physic
s.hku.hk/nature/CD/regular_e/lectures/chap16.html
gt. Acesso em 02. jul. 2003.
72
Diapositivo Visual
Estrelas de Nêutrons com planetas
73
Conteúdo Estrelas de Nêutrons com planetas
Já foram descobertos três planetas que orbitam o
pulsar PSR 125712, na constelação de Virgem.
Tais planetas estão a uma distância de 0.19AU,
0.36AU e 0.47AU do pulsar e possuem 0.015 Mt,
3.4Mt e 2.8Mt, respectivamente. (Mt Massas
Terrestres, AU Unidade Astronômica) Outros
três pulsares podem possuir planetas também, mas
ainda não foi confirmado. Referência Extrasolar
Visions. Disponível em lthttp//www.extrasolar.net
/starlist.asp?StarcatIDpulsargt. Acesso em 02.
jul. 2003.
psr.jpg. Disponível em lthttp//www.extrasolar.net
/image.asp?ImageID1gt. Acesso em 02. jul. 2003.
74
Diapositivo Visual
75
Conteúdo Evolução de uma Estrela de Nêutrons
As estrelas de nêutrons, com o passar do tempo,
diminuem seu período de rotação, seu campo
magnético diminui de intensidade e os feixes de
radiação deixam de ser emitidos. Isso acontece em
um período relativamente curto, cerca de 10
milhões de anos.
2003 Scientific American (Don Dixon), Tradução e
adaptação por Cadu
76
Diapositivo Visual
Mas dá pra ver uma estrela de Nêutrons na
Grubb???
Não exijam demais do nosso telescópio...
77
Conteúdo Dá pra ver uma Estrela de Nêutrons?
Não é possível observar uma estrela de nêutros do
telescópio do CDA, pois é um objeto muito pouco
brilhante na faixa visível do espectro
eletromagnético.
Imagem Arquivo CDA
78
Diapositivo Visual
79
Conteúdo Foto de uma Estrela de Nêutrons
Neste slide há uma imagem obtida pelo Telescópio
Espacial Hubble de uma estrela de
nêutrons. Referência NSSDC Photo Gallery Stars
and Exotic Objects Disponível em
lthttp//nssdc.gsfc.nasa.gov/photo_gallery/caption/
hst_neutron_star_9732.txtgt. Acesso em 02. jul.
2003.
Hubble Space Telescope. hst_neutron_star_9732.jpg
. Disponível em lthttp//nssdc.gsfc.nasa.gov/photo
_gallery/photogallery-astro-exotic.htmlgt. Acesso
em 02. jul. 2003.
80
Diapositivo Visual
E se a estrela de Nêutrons tiver mais que 3,2
massas solares???
81
Conteúdo Buracos Negros
Assim como as anãs brancas, as estrelas de
nêutrons também possuem um limite máximo de
massa, que é 3,2 massas solares. Se uma estrela
de nêutrons possuir mais que 3,2 massas solares,
esta não se mantém estável. Assim, quando uma
estrela morre, há de se esperar que outro tipo de
objeto mais massivo que as estrelas de nêutrons
possam se formar. Tais objetos são chamados de
Buracos Negros.
82
black_hole_sm.mpg
83
Conteúdo Buraco Negros
Animação de um buraco negro que acredita-se
existir no centro da nossa galáxia.
CXC/A.Hobart, Chandra Resources Animations
Video Black Holes, Active Galaxies amp
Quasars. black_hole_sm.mpeg,. Disponível em
lthttp//chandra.harvard.edu/resources/animations/b
lackholes.htmlgt. Acesso em 02. jul. 2003.
84
Fim da Apresentação
FIM!
85
Créditos das animações
CXC/D.Berry A.Hobart, Chandra Resources
Animations Video X-ray Sources Supernovas
Pulsars. sn_explosion_sm_web.mpeg . Disponível
emlthttp//chandra.harvard.edu/resources/animation
s/pulsar.htmlgt.Acesso em 02 jul. 2003 NASA -
Disponúvel emChandra Resources Animations
Video X-ray Sources Supernovas Pulsars.
crab_timelapse_sm.mpeg. Disponível em
lthttp//chandra.harvard.edu/resources/animations/p
ulsar2.htmlgt Acesso em 02 jul. 2003 Walt
Feimer - STSci. crabanim.mpeg. Dispoível em
lthttp//www.obspm.fr/messier/more/m001_h2.htmlgt
Acesso em 2 jul. 2003 CXC/A.Hobart, Chandra
Resources Animations Video Black Holes,
Active Galaxies amp Quasars, black_hole_sm.mpeg.
Disponível em lthttp//chandra.harvard.edu/resour
ces/animations/blackholes.htmlgt Acesso em 02
jul. 2003
86
Referências na INTERNET
Pulsar Tutorial. Disponível em
http//science.msfc.nasa.gov/newhome/help/tutorial
s/pulsar.htmgt. Acesso em 02. jul. 2003. Neutron
stars. Disponível em http//www.astro.umd.edu/m
iller/nstar.htmlgt. Acesso em 02. jul.
2003.Neutron Stars . Disponível em
http//csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/neutron/ne
utron.htmlgt. Acesso em 02. jul. 2003.Virtual
Trips to Black Holes and Neutron Stars Page .
Disponível em http//antwrp.gsfc.nasa.gov/htmltes
t/rjn_bht.htmlgt. Acesso em 02. jul.
2003.Chandra Field Guide to X-ray Sources
Neutron Stars-X-ray Binaries. Disponível em
http//chandra.harvard.edu/xray_sources/neutron_st
ars.htmlgt. Acesso em 02. jul. 2003.