A Forja da Matéria. Nucleossíntese. Núcleos: núcleo Synthesik: fabricação, construção. Gustavo F. Porto de Mello. UFRJ/Observatório do Valongo

Transcrição

1 A Forja da Matéria Nucleossíntese Núcleos: núcleo Synthesik: fabricação, construção Gustavo F. Porto de Mello UFRJ/Observatório do Valongo

2 Big Bang Big Bang

3 Demócrito ~ a.c. Leucipo ~450 a.c. Antiga China: água, ar, fogo, metal, terra

4 Mendeleev (1869)

5 O Glorioso Século da Mecânica Quântica 1896 Thomson descobre o elétron 1906 Rutherford descobre o núcleo atômico 1913 Bohr explica a estrutura do hidrogênio 1918 Rutherford descobre o próton 1932 Chadwick descobre o nêutron 1932 Eddington sugere uma fonte nuclear para a energia das estrelas (corrigindo Lord Kelvin) A mecânica quântica explica a estrutura da matéria

6 O Glorioso Século da Astronomia Recessão das galáxias Edwin Hubble (1929)

7 Cosmologia e a Origem do Universo Até 3 minutos: nucleossíntese primordial

8 Cosmologia e a Origem do Universo Formação de Estruturas mapa de microondas ~ 400 mil anos Prêmio Nobel de Física de 2006 (George Smoot) WMAP Radiação Cósmica de Fundo Eco da Grande Explosão com temperatura de 2.7 K

9 Cosmologia e a Origem do Universo Expansão Acelerada Gás intergalático 3.6 % Neutrinos 0.1 % Buracos negros supermassivos 0.04 % Estrelas e gás Luminoso 0.4% 96% do Universo é composto de algo que não sabemos o que é... Radiação 0.005% A vida que conhecemos é composta deste material

10 Cosmologia e Nucleossíntese 70 % 28 % 2%

11 Cosmologia e a Origem do Universo ~2.000 galáxias 59 milhões de anos-luz de distância Núcleo do Superaglomerado Local Aglomerado de Virgem

12 Estrelas Estrutura Solar Sol em raios-x

13 O Ciclo Próton-Próton 0.26 MeV 1.26 MeV 5,49 MeV 12.9 MeV

14 massa de 4 átomos de H = 4 x 1,0075 UMA = 4,0300 UMA massa de 1 átomo de He = 4,0013 UMA m = 0,02870 UMA Total E = 4,38 x 10-5 erg = 26,73 MeV Luminosidade solar = 3,83 x 1033 erg.s-1 3,83 x 1033 erg.s-1 / 4,38 x 10-5 erg = 0,89 x 1038 conversões.s-1 de H He 3, erg.s 1 = 0, conversões 5 4, erg

15 O Sol gasta ~10-19 de seus núcleos de H a cada segundo Consumo = 3,6 x 1038 núcleos.s-1 Energia química ~104 anos Energia potencial ~107 anos ,8.10 erg.s 4, erg Pode brilhar a esta taxa = 0,89.10 por conversões 100 bilhões de anos 38

16 Ciclo CNO de fusão do hidrogênio Libera 26,7 MeV por ciclo de reações CNO agem apenas como catalisadores

17 Energia Média de Ligação por Nucleón

18 Nucleossíntese Moderna George Gamow mostra em 1948 como as Abundâncias de H e He podiam ser bem explicadas pela nucleossíntese primordial durante o Big Bang

19 Nucleossíntese Moderna

20 Nucleossíntese Moderna William Fowler Allistair Cameron Fred Hoyle Geoffrey Burbidge Margaret Burbidge Descreveram em 1957 todos os processos nucleossintéticos pelos quais a criação de todos os elementos da tabela periódica poderia ser explicada

21 Abundâncias Cósmicas H 12 He 10 C 8 O Ne Fe Mg Si S Ar Ca Ni Cr Ti Na Al Zn Mn P Cl K Co Ge Se Kr Sr F Zr Cu V B Mo Li Sc Ga As Nb Be log N N número atômico Z

22 Abundâncias Cósmicas 4 3 Te I Xe Pt log N 2 Pb Au 1 Ag Tl U lantanídeos actinídeos número atômico Z

23 Nucleossíntese Moderna

24 Sociologia Estelar: Sequência Principal Luminosidade QUEIMA DE H Temperatura

25 As Vidas das Estrelas Massa Luminosidade Tempo de Vida (Sol) (vezes o Sol) (anos) 0,1 0,5 1,0 1,3 1, ,0001 0, bilhões 83 bilhões 10,5 bilhões 4,3 bilhões 3 bilhões 160 milhões 130 milhões 3 milhões 380 mil

26 Estrelas Gigantes Vermelhas Queima do He e síntese do C He + He Be +γ Be + He C * C * C +γ 6 6 flash de queima de hélio

27 Gigantes Vermelhas Aldebaran (Touro) Arcturus (Boieiro) Grande parte das estrelas brilhantes do céu são gigantes

28 Supergigantes Vermelhas Queima do Carbono C12 + 2He4 8O16 + γ 8 O16 + 2He4 10Ne20 + γ 10 Ne20 + 2He4 12Mg24 + γ 6 C12 + 6C12 12Mg24 + γ 6 C12 + 6C12 11Na23 + 1H1 6 C12 + 6C12 10Ne He4 6 C12 + 6C12 12Mg23 + n 6 C12 + 6C12 8O He4 6

29 Supergigantes Vermelhas Antares Cerca da metade das estrelas mais brilhantes do céu são supergigantes Betelgeuse: Alfa Orionis

30 A Morte Suave das Estrelas de Baixa Massa: As Nebulosas Planetárias

31 Cinzas Estelares: Anãs Brancas Uma colher de chá = uma tonelada!

32 Cinzas Estelares: Anãs Brancas

33 A Morte Espetacular das Estrelas de Grande Massa: SUPERNOVA! Antes... Depois! SN 1987A, na Grande Nuvem de Magalhães

34 A Morte Espetacular das Estrelas de Grande

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36 A mais violenta deflagração estelar conhecida

37 A mais violenta deflagração estelar conhecida Produz: O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca... O pico do Fe Elementos mais pesados até o U e além

38 Remanescentes de Supernova Nebulosa do Caranguejo A supernova dos chineses em 1054

39 Remanescentes de Supernova Nebulosa do Caranguejo A supernova dos chineses em 1054

40 Novas Nova Herculis 1934 A vida estelar em um sistema binário é muito mais complicada...

41 Novas A vida estelar em um sistema binário é muito mais complicada...

42 Supernovas Tipo Ia

43 Supernovas Tipo Ia Subrahmanyan Chandrasekhar (1930) Acréscimo de H raios-x Massa de Chandrasekhar = 1,4 massas solares

44 Supernovas Tipo Ia Flash termonuclear O limite de Chandrasekhar fixa a massa máxima de acresção de hidrogênio

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46 Processos de Captura de Nêutrons Processo-s (slow) C + α n + 16O 22 Ne + α n + 25Mg 13 Reações que produzem nêutrons

47 Processos de Captura de Nêutrons Processo-s (slow) C + α n + 16O 22 Ne + α n + 25Mg 13 Estrelas Gigantes do Ramo Assintótico (AGB stars)

48 Processos de Captura de Nêutrons Processo-s (slow) C(α,n)16O 22 Ne(α,n)25Mg 13

49 Caldeirões de produção da Química Estrelas de grande massa: maiores que 8 MSol Vivem milhões de anos. Morrem como supernovas. Produzem He, C, O, Ne, Na, Mg, Al, Si, P, S, K, Ca, Fe e todos os outros elementos pesados Estrelas de massa intermediária: entre 0,5 MSol e 8 MSol Vivem bilhões de anos. Morrem como nebulosas planetárias Produzem He, C e alguns elementos pesados Estrelas de baixa massa : menor que 0,5 MSol Vivem trilhões de anos. Não fazem nada. Não produzem nada

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51 Cinzas Estelares: Anãs Brancas A companheira (quase) invisível de Sírio

52 Processos de Captura de Nêutrons Sr: 86 Sr: 87 Sr: 88 Sr: % p 47% main-s 50.3% main-s 92.3% main-s 53% weak-s 49.7% weak-s 7.7% weak-s Sr: 84% main-s ; 15% weak-s ; 0% strong-s ; 0% r ; 1% p Ba: 132 Ba: 134 Ba: 135 Ba: 136 Ba: 137 Ba: 138 Ba: % 100% 100% 2.6% 100% 66% 86% p p main-s main-s 97.34% r main s main s 34.5% r main-s 14.3% r Ba: 80.1% main-s ; 0% weak-s ; 0% strong-s ; 18.7% r ; 0.3% p