OBJETOS COMPACTOS. São chamados de objetos compactos os objetos que permanecem após a morte estelar.

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2 OBJETOS COMPACTOS São chamados de objetos compactos os objetos que permanecem após a morte estelar. São eles: Anãs Brancas Estrelas de Nêutrons Buracos Negros

3 MAS ANTES... Vamos falar de Sistemas de Estrelas Binárias. São estrelas que ocorrem em pares gravitacionalmente ligados, girando em torno de um centro de massa comum. São muito frequentes. Tanto que já foi dito que a cada 2 estrelas, 3 são binárias. Existem sistemas de mais de 2 estrelas.

4 ESTRELAS BINÁRIAS Sua observação é difícil, as duas estrelas são difíceis de se discernir. Podemos confundir como binárias duas estrelas independentes na mesma direção no céu, o que chamamos de duplo ótico. Acontece também de uma brilhar mais que a outra, o que causa ofuscamento. Pelo movimento próprio, o movimento aparente no céu, também é difícil de discerni-las, pois estes são lentos e curtos.

5 ESTRELAS BINÁRIAS Um exemplo são o Sistema Binário de Sirius A e B. Sua separação angular varia entre 3 e 11, e o período de sua órbita é de 50 anos. As vezes observando apenas uma das estrelas ( como foi o caso de Sirius A ) e estudando sua órbita no céu, conseguimos determinar os detalhes de ambas as estrelas, como massa e órbita.

6 ESTRELAS BINÁRIAS Há também o Método do Efeito Doppler. Quando a fonte de uma onda (som, luz,...) se aproxima do observador, este observa uma frequência de onda mais alta e quando se afasta observa-se uma frequência de onda mais baixa. Da alternância entre frequências altas e baixas pode-se determinar o movimento em torno do centro de massa. Pelo movimento radial (na direção da linha de visada) aproveitando o efeito Doppler atuando nos (linhas dos) espectros das duas estrelas. Quanto mais paralelo é o plano orbital em relação à linha de visada (quanto mais edge-on é o plano orbital ), tanto melhor.

7 ESTRELAS BINÁRIAS Se ele é perpendicular à linha de visada ( face-on ), não dá para observar o efeito doppler.

8 ESTRELAS BINÁRIAS Numa binária não resolvida vemos linhas duplas no espectro composto. A variação no tempo das velocidades radiais nos dá limites inferiores para as massas das estrelas. Conhecendo a inclinação do plano orbital dá para encontrar as massas.

9 ESTRELAS BINÁRIAS Existe também o método eclipsante. Quando o sistema binário é totalmente edge on (isto é, a linha de visada coincide com o plano orbital) temos uma binária eclipsante, e podemos usar o efeito doppler para calcular as massas das estrelas.

10 ESTRELAS BINÁRIAS As vezes métodos de determinação de massa e órbita podem ser combinados. Usamos dessas combinações para detectar exoplanetas (planetas fora do Sistema Solar), por exemplo.

11 ESTÁGIOS FINAIS DE EVOLUÇÃO ESTELAR No fim de suas vidas as estrelas expelem suas camadas externas em Nebulosas Planetares ou Supernovas. O que resta é o caroço interno da estrela que, como dito antes, pode ser: Uma Anã Branca Uma Estrela de Nêutrons Um Buraco Negro Recebem o nome de Objetos Compactos pois são pequenos mas ridiculamente densos.

12 NEBULOSAS PLANETARES Só receberam este nome porque em telescópios de baixa resolução tem a aparência de um planeta. Não são objetos Compactos. São as camadas exteriores expelidas de uma estrela de massa baixa. São muito belas quando propriamente observadas.

13 ANÃS BRANCAS É o núcleo das estrelas que permanece mesmo depois de sua morte. Embora seja menos brilhante que uma estrela, sua temperatura é maior, dado que antes era o núcleo quente de uma estrela. Por causa disso são bem mais brilhantes no Ultravioleta e no Raio X. Usando Sirius novamente como exemplo, Sirius A tem 9910K de temperatura e Sirius B, que é uma Anã Branca, tem 27000K.

14 ANÃS BRANCAS Sua luminosidade é de a vezes menor que a de uma estrela da sequência principal. Suas temperaturas variam entre 5000k e 80000k. Nem todas são brancas. Sua densidade concentra massas da ordem do sol em um volume da ordem da Terra. Uma colherzinha de sopa da Anã Branca pesa mais de 16 toneladas.

15 ANÃS BRANCAS A gravitação em sua superfície é de vezes mais forte que a da Terra. Sua pressão no centro é milhões de vezes maior que a do centro da Terra, assim como sua temperatura central está na ordem de 10 milhões de K. Seria possível queimar H se ainda tivesse. São classificadas conforme seu espectro de emissão.

16 ANÃS BRANCAS DA ( mais ou menos 2/3 de todas): apresenta só linhas de H. DB (8%): só linhas de absorção de He, sem linhas de H. DC (11%): sem linhas, espectro contínuo. DQ: com linhas de carbono. DZ: com linhas de metais. DO: tem fortes linhas de He II e He I ou H. DX: Linhas inclassificáveis. O D vem do termo em inglês Dwarf, que significa anão.

17 ANÃS BRANCAS Há um segundo modo de classificação, que dá ênfase para o tipo de campo magnético. Segundo essa classificação temos os tipos P, H, E e V. O tipo P é uma Anã Branca Magnética com polarização detectável; o tipo H não apresenta polarização detectável; o tipo E tem linhas de emissão presentes; o tipo V é variável. As linhas do espectro são alargadas pela pressão alta na superfície. Este espectro reflete a composição da camada externa. A interna pode ser bem diferente dado que os elementos mais pesados desceram nos primeiros 100 anos de vida da Anã Branca graças à gravitação forte.

18 ANÃS BRANCAS Sendo que a Anã Branca consiste quase que inteiramente de um ou dois elementos ionizados, sendo estes os últimos produzidos enquanto a estrela era viva. Geralmente carbono com oxigênio. Com o tempo o interior se cristaliza e no caso das Anãs Brancas que possuem carbono no inteiror, seus interiores se tornam diamantes muito densos. Esta cristalização demora 5 bilhões de anos aproximadamente.

19 ANÃS BRANCAS Com esta densidade, a pressão comum térmica não consegue mais evitar o colapso gravitacional da Anã Branca. Quem evita isso é um novo tipo de pressão chamada Pressão de Degeneração Eletrônica, consequência do príncipio de exclusão de Pauli. Quanto maior a massa, menor a Anã Branca, porque a gravitação vence esta pressão.

20 ANÃS BRANCAS Existe uma massa limite quando nem a pressão de degeneração eletrônica consegue mais conter a gravidade. Nesta massa limite as velocidades dos elétrons alcançam a velocidade da luz. Um físico da Índia chamado Chandrasekhar calculou esta massa limite em torno de 1.4 massas solares. Essa massa recebeu o nome de Limite da Anã Branca ou Massa de Chandrasekhar. Nunca foi observado uma Anã Branca com massa maior que esta.

21 CHANDRASEKHAR

22 ANÃS BRANCAS Com o tempo as Anãs Brancas irradiam energia para o espaço e resfriam-se. Através da temperatura ou luminosidade temos uma idéia de sua idade. Como temos uma idéia da duração de vida de uma estrela pré-anã Branca das estrelas de baixa massa, as idades das Anãs Brancas mais velhas são uma medida para as idades das primeiras estrelas de uma população.

23 ANÃS BRANCAS Se encontrássemos um fim da sequencia de Anãs Brancas na nossa vizinhança, a posição (temperatura/luminosidade) deste fim nos daria a idade das estrelas da nossa vizinhança, e assim do disco da Via Láctea. Este fim parece existir, e indica que as primeiras estrelas de baixa massa morreram há 9 bilhões de anos atrás. Adicionando-se a isso a vida de pré- Anã Branca, chega-se que o disco tem 9.3 bilhões de anos de idade.

24 BINÁRIAS COM ANÃS BRANCAS Em Binárias naquelas onde uma das estrelas é uma Anã Branca, podem acontecer coisas interessantes. Sa outra estrela que não a Anã Branca, se expande e se torna uma Gigante vermelha até encher seu Lóbulo De Roche (região do espaço ao redor de um Sistema Binário na qual matéria orbital é gravitacionalmente vinculado a essa estrela), material pode cair na superfície Da Anã Branca. Esta variação de Binária é chamada de Variável Cataclísmica.

25 BINÁRIAS COM ANÃS BRANCAS Por um tempo este material pode reacender a fusão nuclear na superfície da Anã Branca. O Sistema aumenta de luminosidade em um fator de 10 a 10^6. Fenômeno chamado de Nova. Pode ser repetitivo. Se essa massa da Anã Branca chegar a alcançar a Massa de Chandrasekhar ela explode em uma imensa explosão chamada de Supernova IA.

26 SUPERNOVA IA Não entendemos exatamente quais mecanismos levam isto a acontecer, mas envolvem reativação da fusão nuclear. Nestes eventos de pressões e temperaturas extremas, elementos como ferro podem ser criados. São diferenciadas pelos seus espectros que não contém H nem He. Suas curvas de luminosidade são diferenciadas também. Por ocorrerem sempre da mesma forma, a luminosidade é constante nos eventos, o que faz elas serem chamados de Velas Padrões. Isto é usado para medir distância até galáxias onde elas ocorrem.

27 ESTRELAS DE NÊUTRONS A morte de estrelas de massa intermediária que ocorre com supernovas do tipo IB, IC ou II deixam nebulosas como a de caranguejo e objetos ainda mais extremos, as Estrelas de Nêutrons.

28 ESTRELAS DE NÊUTRONS Sua existência foi sugerida em 1934 pelos astrônomos alemães Walter Baade e Fritz Zwicky, dois anos após a descoberta do Nêutron. Foram eles quem também criaram o termo Supernova.

29 ESTRELAS DE NÊUTRONS Consistem principalmente de nêutrons ( sério!?) formados pela fusão de protons e elétrons dos átomos do núcleo de estrelas quando estas tinham massa maior que a de Chadrasekhar e a pressão de Degeneração Eletrônica não conseguia mais impedir isso. São basicamente Núcleos Atômicos Gigantes com uma densidade de mais de 10^10 vezes maior que a de um núcleo atômico normal. Esta fusão de prótons e elétrons custa energia e só pode acontecer em ambientes muito densos. Ela se chama Captura Eletrônica.

30 ESTRELAS DE NÊUTRONS O que evita agora o colapso total da estrela é uma pressão chamada de Pressão Degenerativa Neutrônica que consegue conter o colapso para objetos com massas de 2.2 a 2.9 massas solares. Também possuem uma massa máxima, mas mais difícil de se calcular do que a de Chandrasekhar. Para a Estrela de Nêutrons Estática, ela é de 2.2 massas solares. Para a Estrela de Nêutrons Rotacional, ela é de 2.9 massas solares. Acima destas não há mecanismos que contenham o colapso e ai o resultado é um buraco negro, mas sem passar por uma supernova.

31 ESTRELAS DE NÊUTRONS A densidade de uma Estrela de Nêutrons são ainda maiores que as de uma Anã Branca. Concentram massas de 2.2 a 2.9 massas solares em uma bola de 20km de diâmetro. Um pedacinho dela se cair na Terra, perfuraria o chão até ir de encontro ao centro da Terra. Perto dela nos disfaríamos em partículas subatômicas.

32 ESTRELAS DE NÊUTRONS Neste nível de densidade não compreendemos bem quais são as propriedades da matéria. Sabemos que no interior da Estrela os neutrôns se encontram em um estado superflúido e os prótons em um estado supercondutor. A crosta interna deve constituir de núcleos pesados, neutrôns livres e elétrons relativísticos e degenerados. A crosta externa é na sua maior parte, núcleos pesados e elétrons.

33 ESTRELAS DE NÊUTRONS A rotação rápida da Estrela e os prótons supercondutores no interior causam fortes campos magnéticos da ordem de 10 ^7 T a 10^10 T. Pelos polos destes campos saem jatos de energia de radiação.

34 ESTRELAS DE NÊUTRONS A temperatura no interior de uma Estrela de Nêutrons é inicialmente 10^11 K, mas cai dentro de uma dia para 10^9 K e em poucas centenas de anos para 10^8 K. Processo de perda de energia chamado de URCA. Depois a temperatura se resfria de forma mais moderada e a temperatura na superfície é da ordem de 1 milhão de K. O pico da radiação está em Raios-X. Por isto é muito mais fácil observar uma Estrela de Nêutrons procurando por radiações de Raio-X.

35 ESTRELAS DE NÊUTRONS Foram descobertas em 1967 por um estudante de graduação chamada Jocelyn Bell, que encontrou uma fonte estranha de raios rádio na Nebulosa Cygnus, piscando a cada 1,33 s. Como era muito regular, ela e seu orientador acreditaram que se tratava de um sinal enviado por uma outra civilização. Chamaram o evento de LGM (Little Green Man) pois acreditava se tratar de aliens. Mas depois encontraram um sinal igual em outra região do espaço, o que tornou improvável a hipótese dado a distância entre os sinais.

36 ESTRELAS DE NÊUTRONS A explicação mais aceita para o fenômeno é que se trata de uma estrela de nêutrons girando em torno de um eixo, outro que não o eixo do campo magnético, tal que o jato de radiação pode ser detectado por nós a cada 1,33s. Este tipo de Estrela de Nêutrons recebeu o nome de Pulsar. Foram descobertos muitos outros Pulsares, maiores com períodos de 0.25 a 2s. O pulsar da Nebulosa de Caranguejo pulsa a cada 33ms.

37 BINÁRIAS COM ESTRELAS DE NÊUTRONS Elas também podem ser parte de um Sistema Binário e podem ocorrer fenômenos similares às novas. As chamadas Erupções de Raios-X. Liberando até 100 mil vezes a potência do Sol em segundos.

38 BURACOS NEGROS Quando uma estrela de grande massa explode em uma supernova, há previsões de alguns modelos de que nada mais pode conter o colapso gravitacional do caroço do núcleo, e o resultado disso é um Buraco Negro. O Buraco Negro é tão denso que mesmo a luz é incapaz de escapar. Para entedermos melhor o Buraco Negro precisamos primeiro falar de Relatividade Geral.

39 A RELATIVIDADE GERAL A Teoria da Relatividade foi desenvolvida por Einstein em 1905 (Restrita) e desenvolvida até 1916 (Geral). Ela diz que a percepção do tempo e espaço dependem da posição em relação a massas grandes e da velocidade do observador.

40 A RELATIVIDADE GERAL Uma pessoa dentro de um elevador em queda livre se sente como uma pessoa no espaço. As situações são semelhantes. Este é um dos experimentos mentais da Teoria.

41 A RELATIVIDADE GERAL Assim como uma pessoa em um foguete com aceleração de 9.8 m/s (a mesma da gravidade da Terra) para cima, se sente como se estivesse no chão. Agora lembrando do Efeito Doppler...

42 EFEITO DOPPLER No caso da luz, frequência de onda mais baixa significa luz mais vermelha enquanto frequência mais alta significa luz mais pro lado azulado. Os desvios feitos nessas direções recebem o nome de Redshift quando para o lado do vermelho, e blueshift quando para o lado do azul.

43 RELATIVIDADE E DOPPLER Juntando as duas idéias o que temos é que uma pessoa dentro de um elevador em queda livre veria a frequência da luz aumentar. O que para ele seria um Efeito Doppler, para um observador no espaço seria um Redshift Gravitacional. A frequência de luz diminui quando ela se afasta de uma massa alta. Isso foi comprovado pelas luzes de estrelas de alta massa.

44 RELATIVIDADE E DOPPLER Comparando seu relógio com a frequência de uma luz subindo, se anota que nas alturas o tempo passa mais rápido. O fato do tempo passar mais vagarosamente perto de grandes massas se chama Dilatação Gravitacional do Tempo. No caso da Terra é bem pequeno, na ordem 1,3 segundos em 60 anos. Foi confirmado usando relógios atômicos de alta precisão na Terra e em foguetes.

45 RELATIVIDADE E DOPPLER Concluímos então que não existe tempo ou espaço absoluto, e que cada ponto tem seu próprio sistema de coordenadas.

46 RELATIVIDADE E DOPPLER Se tentarmos juntar todos esses sisteminhas hipotéticos em uma grande grade universal, ela não fecha. Ela na verdade se torna curva perto de massas grandes.

47 RELATIVIDADE E DOPPLER Neste espaço-tempo curvo, as partículas se movem o mais linear possível, sendo chamadas de linhas geodésicas as linhas que elas descrevem. No desenho a Terra descreve uma órbita Elíptica ao redor do Sol, no espaço curvado pela massa do Sol. A gravitação é resultado dessa curvatura do espaço.

48 RELATIVIDADE E DOPPLER A partir destes princípios vemos que a luz também é desviada por grandes massas. Isso foi confirmado em 1917, na cidade de Sobral no Ceára, durante um eclipse solar ( o sol desviou a luz de uma estrela ). Desde então isso foi muito observado.

49 BURACOS NEGROS Voltando aos Buracos Negros, usando da Relatividade Geral podemos calcular a distância a partir da qual a luz não consegue mais escapar da influência da massa. Esta distância se chama Raio de Schwarzschild. Para a Massa do Sol, a distância é de 3km. Se uma massa de um objeto é concentrada em um espaço menor que o do Raio de Schwarschild, temos um Buraco Negro. Buracos Negros estelares típicos tem uma média de 30km de Raio de Schwarzschild.

50 BURACOS NEGROS A esfera que possui este raio, ao redor do centro do Buraco Negro, é chamada de Horizonte de Eventos e é considerada o limite exterior do Buraco Negro. É o limite da visão de um Buraco Negro. Além dele nada mais pode ser visto. Fora dele o Buraco Negro atrai outras massas com a mesma força que uma estrela normal de mesma massa. Vejam que isto é diferente de sugar.

51 BURACOS NEGROS No Horizonte de Eventos a dilatação do tempo e o Redshift gravitacional se tornam infinitos. Se você joga um amigo para dentro do Horizonte de Eventos, ele nunca o alcança. Ele se torna cada vez mais lento e vai se tornando cada vez mais vermelho até se tornar invisível. Do ponto de vista do amigo ele vê o nosso tempo andando cada vez mais rápido, até se tornar infinitamente rápido. Ele nos vê nos tornando cada vez mais azuis enquanto ele se aproxima do Horizonte de Eventos. Seria possível ver o Fim do Universo, mas não seria possível voltar para contar

52 BURACOS NEGROS Como sabemos de sua existência? Em sistemas binários semelhantes aos com Anãs Brancas ou Estrelas de Nêutrons, conseguimos calcular a massa do componente invisível através de sua interação com o visível. Encontram-se massas maiores que 3 massas solares. Na foto ao lado é o Sistema de Cygnus X-1 com 10 massas solares. Ainda mais densos que Estrelas de Neutrôns. A não ocorrência de Novas implica que o componente invisível não possui superfície sólida, o que se espera para um Buraco Negro.

53 BURACOS NEGROS O que teria dentro de um Buraco Negro? Possivelmente toda a massa da qual ele foi feito, mas uma forma extremamente densa que não conseguimos descrever. Alguns acham que existe uma singularidade no centro, um estado de densidade infinita. Outros acreditam na teoria dos wormholes, portais que levariam a outras regiões e tempos do universo.

54 FICÇÃO CIENTÍFICA As 8 espaço naves mais rápidas da ficção: campaign=imggrande

55 OBRIGADO! E BOM RESTO DE CURSO O/ Fim