SUPERNOVAS E NUCLEOSSÍNTESE

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1 SUPERNOVAS E NUCLEOSSÍNTESE

2 UMA SUPERNOVA ATINGE UM BRILHO DE CERCA DE CERCA DE L POR ALGUMAS HORAS DEPOIS DA EXPLOSÃO Existem dois tipos básicos de supernova : 1. Tipo II 2. Tipo Ia

3 TIPO II : ESTÁGIO FINAL DE EVOLUÇÃO DE UMA ESTRELA MASSIVA (M > 8 M ) A estrela forma Fe no centro do núcleo. O Fe não pode ser fusionado, causando o colapso e a explosão do núcleo

4 TIPO Ia RESULTADO DA INTERAÇÃO DE ESTRELAS NUM SISTEMA BINÁRIO CERRADO Sistema binário em que as estrelas estão muito próximas

5 A B 1. Sistema binário formado por estrelas de diferentes massas A e B. A de massa maior B evolui mais rápido. A estrela evoluída B cresce de tamanho e há uma transferência de massa de B para A, fazendo com que primeiramente elas se aproximem mais.

6 A B 2. A estrela A começa a evoluir para o estágio de gigante vermelha, a outra já se encontra no estágio de anã branca. A B 3. A estrela A atinge o seu maior tamanho, fazendo com que haja transferência de massa para a anã branca B. FASES DE NOVA

7 O GÁS PRIMEIRAMENTE ORBITA EM TORNO DA ANÃ BRANCA FORMANDO UM DISCO, CHAMADO DISCO DE ACRESÇÃO. A B PARTE DESTE GÁS VAI CAINDO NA SUPERFÍCIE DA ANÃ, FICANDO CADA VEZ MAIS DENSO E MAIS QUENTE. A TEMPERATURA EXCEDE OS 10 7 K FAZENDO COM QUE O H FUSIONE EM HE A UMA TAXA BASTANTE RÁPIDA. OCORREM EXPLOSÕES NA SUPERFÍCIE DA ESTRELA E PARTE DO GÁS É EJETADO. LUMINOSIDADE AUMENTA BASTANTE.

8 (A) ANÃ BRANCA ORBITANDO EM TORNO DA GIGANTE (b,c) PARTE DO MATERIAL SE ACUMULA NA SUPERFÍCIE DA ANÃ BRANCA (d) A FUSÃO DO H COMEÇA CAUSANDO EXPLOSÕES (NOVA OUTBURST)

9 A B 4. Nem todo o gás é expelido na fase de NOVA, e a massa na superfície da anã branca vai crescendo gradualmente. Ocorre um limite onde a anã branca não consegue suportar gravitacionalmente esta massa que está recebendo da estrela A. A anã branca colapsa, sua T aumenta e começa haver a fusão do C em todos os pontos da estrela. A anã branca explode. SNIa não deixa remanescente central como a SNII.

10 COMPARAÇÃO ENTRE SNII E SNIA MAIS ÚTIL DO QUE USAR UM DIAGRAMA HR NESTE CASO É UTILIZAR A CHAMADA CURVA DE LUZ TEM DIFERENTES CURVAS DE LUZ ESPECTRO DA SNII TEM LINHAS FORTES DE H ESPECTRO DA SNIA TEM LINHAS FRACAS DE H A FREQUÊNCIA DE SUPERNOVAS NA NOSSA GALÁXIA É CERCA DE ~ 3 POR SÉCULO

11 REMANESCENTES DE SUPERNOVA NEBULOSA DO CARANGUEJO (REMANESCENTE DE SNII) - está a uma distância de 1800 pc da Terra -Diâmetro angular ~ lua cheia - explosão foi relatada pelos chineses em 1054 (excedeu a luminosidade de Vênus)

12 NUCLEOSSÍNTESE como os elementos químicos são criados Na Terra temos: 81 elementos estáveis 10 elementos radiativos naturais 17 elementos radiativos artificiais De onde vêm?? H e He: são primordiais Outros : produzidos por estrelas

13 ABUNDÂNCIAS DE ELEMENTOS NO UNIVERSO DERIVADO ATRAVÉS DOS ESPECTROS DE ESTRELAS ELEMENTOS POR GRUPO DE PARTÍCULAS ABUNDÂNCIA PERCENTUAL POR NÚMERO H (1 partícula nuclear) 90% He (4 pns) 9% Grupo do Li (7-11 pns) % Grupo do C (12-20 pns) 0.2% Grupo do Si (23-48 pns) 0.01% Grupo do Fe (50-62 pns) 0.01% Grupo de massa intermediária ( pns) Grupo de grande massa (> 100 pns) 10-8 % 10-9 %

14 RELEMBRANDO AS REAÇÕES H He cadeia pp Ocorre na SP He C reação triplo-alfa Ocorre na pós-sp Estrelas de massa intermediária produzem He,C e O e passam estes elementos para o meio através das nebulosas planetárias

15 PQ QUANTO MAIS PESADO O NÚCLEO, maior a T necessária para a reação de fusão? R: PQ A FORÇA DE REPULSÃO ENTRE DOIS NÚCLEOS DE UM DADO ELEMENTO É MAIOR QUANTO MAIS PESADO FOR O NÚCLEO C Mg fusão de C Ocorre na pós-sp em estrelas massivas Captura alfa: C+He O fusão de C e He Ocorre na pós-sp em estrelas massivas reação + provável Qual dessas reações necessita de uma T mais alta? R. fusão de C = 1000 milhões de K fusão de C e He = 600 milhões de K

16 Da mesma forma: 16 O + 4 He 20 Ne + energia + provável do que 16 O + 16 O 32 S + energia A medida que a estrela evolui, elementos mais pesados tendem a se formar através da captura de He ao invés de fusão de núcleos iguais picos Elementos múltiplos de 4 são mais abundantes 4 He, 12 C, 16 O, 20 Ne, 24 Mg, 28 Si

17 MAS A MEDIDA QUE NÚCLEOS DE DIFERENTES ESPÉCIES SÃO FORMADOS, MAIS TIPOS DIFERENTES DE REAÇÕES ACONTECEM. NÚCLEOS DE MASSA INTERMEDIÁRIA SÃO FORMADOS POR ABSORÇÃO DE PRÓTONS E NÊUTRONS LIVRES. EXEMPLOS: FLUOR-19, SÓDIO-23, FÓSFORO-31, ETC MAS CAPTURA DE He É MAIS COMUM EM ESTRELAS FONTES DE NÚCLEO DE He = FOTODESINTEGRAÇÃO Fissão de núcleos mais pesados por fótons de alta energia

18 ELEMENTOS PESADOS VÃO SENDO QUEBRADOS ELEMENTOS PESADOS VÃO SENDO GERADOS POR CAPTURA DE HE PROCESSOS ALFA instável Processos alfa também levam a formação de Fe no núcleo 56 Fe 56 Co instável elemento mais estável que existe

19 PARA PRODUZIR ELEMENTOS MAIS PESADOS ATÉ O FERRO, SE NECESSITA DA NUCLEOSSÍNTESE EM ESTRELAS MASSIVAS. A FORMA DE PASSAR ESTES ELEMENTOS PARA O MEIO É ATRAVÉS DA EXPLOSÃO DE SUPERNOVAS.

20 E OS ELEMENTOS MAIS PESADOS DO QUE O FE?? ALGUNS SÃO PRODUZIDOS DURANTE OS ESTÁGIOS FINAIS DE EVOLUÇÃO DE UMA ESTRELA MASSIVA E OUTROS DURANTE A EXPLOSÃO DA SUPERNOVA DE TIPO II PROCESSOS-S E PROCESSOS-R

21 PROCESSOS-S Processo de captura de nêutrons Exemplo: captura de nêutrons não muda o elemento. Só muda de elemento quando ocorre a transformação de um elemento mais instável para um mais estável. 56 Fe+n 57 Fe 57 Fe+n 58 Fe 58 Fe+n 59 Fe 59 Fe 59 Co 59 Co + n 60 Co 60 Co 60 Ni 60 Ni+n...

22 PROCESSOS-S Processo de captura de nêutrons Cada processo sucessivo de captura de n leva em torno de 1 ano, tornando possível então o decaimento sem que haja uma nova captura de n. PROCESSOS-S S=SLOW

23 PROCESSOS-S Processo de captura de nêutrons A transformação de um elemento mais instável para um estável se dá a partir do decaimento. Decaimento : um nêutron se transforma num próton e libera um elétron e um anti-neutrino n p + e- + - Exemplo: 59 Fe 59 Co

24 PROCESSOS-S Processo-S funciona até aproximadamente o Bismuto (número atômico 83 e número de massa 209) Os elementos são produzidos por este processo durante a fase de neutronização da estrela massiva Tabela periódica

25 PROCESSOS-R Processos-R ocorrem durante os 15 minutos iniciais da explosão de SN R=rápido Durante a explosão da SNII, o número de nêutrons cresce muito devido a fissão dos elementos mais pesados. Os nêutrons livres podem ser capturados por outros elementos, e sua captura pode acontecer antes que um núcleo instável decaia para um mais estável, fazendo com que aumentem ainda mais em massa.

26 PROCESSOS-R Processos-R são responsáveis pela formação dos núcleos atômicos muito pesados, tais como Tório, Urânio, Plutônio, etc... Tabela periódica

27 NUCLEOSSÍNTESE SN TIPO Ia CURVA DE LUZ EXPLICADA PELA ENERGIA EMITIDA PELO DECAIMENTO RADIATIVO DO 56 Ni E 56 Co O Fe é produzido pelo decaimento do 56 Co Elementos produzidos: (elementos do pico do ferro) Mn, Cu, Zn, Co, Ni, Fe

28 O CICLO DA EVOLUÇÃO ESTELAR