# Presentation: 443616

## A vida das estrelas

***Dr. Jim Lochner, NASA/GSFC***

**Notes:**
Imagen del póster Los ciclos de vida de las estrellas

## Brilha, briha, estrelinha ...

***Brilha, bri******ha,****** estrelinha ...***

## Me surpreende o que és ...	

**As estrelas têm**
**D****i****f****e****r****e****n****t****e****s**** ****c****o****r****e****s**
**Que indicam diferentes temperaturas**
**Tamanhos distintos**
**Massas variadas**
**Quanto maior é uma estrela, mais quente está e mais rapidamente está queimando sua vida.**

**Notes:**
Observando la diapositiva anterior, la audiencia podrá determinar que las estrellas tienen diferentes colores y deducir que esto significa diferentes temperaturas. 
No serán capaces de decir a partir de la imagen que las estrellas tienen diferentes tamaños y masas, pero podrán deducirlo a partir de las diferencias de temperatura.
Para explicar la diferencia de masas y tamaños podemos hacer una comparación con el hecho de que algunas personas son altas y otras bajas.

## Um armário estelar

**O Espaço está cheio da matéria com que se formam as estrelas.**

## Estrelas nascem a partir das nuvens

**As nebulosas proporcionam o gás e ****a**** poeira a partir do que se formam as estrelas.**** **

**E, sim, partículas **
**irregulares de carbono **
**ou silício**

## O colapso de uma protoestrela

- As estrelas começam com um lento acúmulo de gás e poeira.
- A atração gravitacional atrai mais material.
- A contração faz com que a temperatura e a pressão comecem a subir lentamente.

**Notes:**
Protostars grow on the principle that “The rich get richer”.  As the clump grows, the gravitational force it exerts increases, and thus is able to grow more.
The equation gives the gravitational force exerted by mass m1 on mass ms.  As the mass of m1 increases, the force it exerts increases.

## Fusão nuclear!

- A 15 milhões de graus Celsius no centro da estrela, se produz a fusão
- 4 (**1**H) --> **4**He + 2 e+ + 2 neutrinos + energia
- De onde vem a energia?
- Massa de quatro **1**H > Massa de um **4**He

- E = mc2

**Notes:**
Hay que asegurarse de que la audiencia entiende lo que significan los símbolos. Especialmente los superíndices anteriores para H y He que se refieren a sus pesos atómicos.
La energia procede de la ligera diferencia de masas entre 4 átomos de hidrógeno y 1 átomo de helio. Este exceso de masa se convierte en energia a través de la famosa ecuación de Einstein. 

## Fusão e números

- 4 (**1**H) --> **4**He + 2 e+ + 2 neutrinos + energia
-         Massa de 4 **1**H = 4 x 1.00794 u
- 		= 4.03176 u
-       Massa de 1 **4**He = 4.002602 u
- Diferença na massa = 0.029158 u
- 		= 4.84 x 10 -29 Kg.
-  E = mc2 = (4.84 x 10 -29 Kg.)(3 x 108 m/s)2
- E = 4.4 x 10 -12 J

**Notes:**
Esta diapositiva es opcional, dependiendo de los conocimientos matemáticos de la audiencia.
Aquí mostramos explícitamente la diferencia de masas entre el hidrógeno y el helio y cómo se convierte en energia.  Hay que observar que 1 amu = 1.66053 x 10-24 g

## Quanta energia

- 4 (**1**H) --> **4**He + 2 e+ + 2 neutrinos + energia
- Energia produzida = 25 MeV
- 		= 4 x 10 -12 Joules
- 		= 1 x 10 -15 Calorías
- Porém o Sol faz isso 1038 vezes/segundo !
- O Sol tem 1056 H átomos para queimar!

**Notes:**
1 MeV es el voltaje necesario para mover 1 millón de electrones a lo largo de 1 voltio.

Re- 1 ev = 1.6 x 10-19 J.  1 cal = 4.184 J
Las “calorías” mostradas en la diapositiva son kcal, las mismas que se usan en las etiquetas de los alimentos.

Conocemos la velocidad a la que el Sol consume el helio porque podemos medir la energia producida. Sabemos cuántos átomos de helio tiene a partir de nuestro conocimiento de la masa del Sol (2 x 1030 Kg.). 

## Uma correlação de forças

- A energia produzida por uma fusão nuclear neutraliza a força da gravidade.
- Durante toda sua vida, estas
- duas forças vão  determinar
- os diferentes estados da vida
- de uma estrela.

**Notes:**
Este es el principio que gobierna los diferentes estadios en la vida de una estrella.

## As estrelas novas não estão quietas

- Expusão de gás de um jovem sistema binário

## Todos os tipos de estrelas

***Todos os tipos de estrelas***

**Relembre - **
**  ****As estrelas possuem ****D****i****f****e****r****e****n****t****e****s ****c****o****r****e****s**
**  ****que indicam diferentes temperaturas**

## Todos os tipos de estrelas

- Oh! Be a Fine Girl - Kiss Me Right Now Sweetheart !

- Oh Big And Ferocious Gorilla, Kill My Roommate Next Saturday !

- Oh! Be a Fine Girl - Kiss Me !

## Revisão: o ciclo da vida

- Estrelas tipo solar

- Estrelas massivas

**Notes:**
Las estrellas pueden ser de baja masa o estrellas masivas. Su masa determina su destino.
Se puede observar que las estrellas no descansan durante el tiempo en el que están fundiendo el hidrógeno. Por ejemplo, nuestro Sol es una estrella muy activa. 

## O princípio do fim: Gigantes vermelhas

## Gigantes vermelhas

***Gigantes vermelhas***

- Depois de que o hidrogênio se consome em seu núcleo,
- A energia produzida pela fusão nuclear
-     neutraliza a força da gravidade.
- O núcleo se despedaça, deixando escapar a energia em direção às camadas exteriores
- As camadas exteriores se expandem
- Entretanto, quando o núcleo se destrói,
- Aumentando a temperatura e a pressão ...

## Mais fusão!

- A 100 milhões de graus Celsius, o hélio se funde:
- 3 (**4**He) --> **12**C + energia
- (Se produzirá em uma etapa intermediária)
- (Só se produzem 7.3 MeV)
- A energia sustenta as camadas exteriores
- expandidas da gigante vermelha

**Notes:**
Hay que observar que la fusión del helio requiere una temperatura mucho mayor que la que se necesita para la fusión del hidrógeno. 

## O fim das estrelas do tipo solar

***O fi******m****** das estrelas do tipo solar***

**Nebulosas planetárias**

- Depois que o hélio se consome, as camadas exteriores
- da estrela são expulsas

## Anãs brancas

- No centro da nebulosa planetária descansa uma anã branca.
- Densidade da Terra em relação à massa do Sol
- “Uma tonelada para cada xícara de café”
- A força da gravidade para o interior é equilibrada pela força repulsiva dos elétrons.

**Notes:**
Características básicas de las enanas blancas: su tamaño es aproximadamente el mismo que el de la Tierra pero su masa está cercana a la del Sol. 1 millón g/cm3 = “1 tonelada/taza de té”
Las enanas blancas son estables debido a que la fuerza de la gravedad hacia adentro está compensada por la fuerza repulsiva de los electrones.  

## Destino das estrelas massivas

- Depois que o hélio se consome, o núcleo se destrói novamente até ficar suficientemente quente para fundir o carbono em magnésio ou oxigênio.
- 	 12C + 12C --> 24Mg
- 		OU    12C + 4H --> 16O
- Através de uma combinação de processos, se formam sucessivamente elementos mais pesados e se queimam.

**Notes:**
Después del estadio de gigante roja, hay una serie de colapsos y más fusión nuclear. La fusión crea elementos pesados a partir de elementos ligeros. 

## Tabla periódica

## O fim das estrelas massivas

- As estrelas massivas consomem uma grande quantidade de elementos.
- O ferro é o elemento mais estável e não pode fundir-se mais.
- Em lugar de produzir  energia, a utiliza.

**Notes:**
La fusión se detiene en el hierro y la estrella se colapsa bajo su propio peso.
La estrella contiene productos de los procesos de fusión.

## Supernova!

**Notes:**
Imágenes de SN1987A desde el Anglo-Australian Observatory.  It’s in the LMC, 160,000 light-years distant. 
When fusion process no longer produces energy to support the star, the core of the star collapses.  With nothing to stop it, the atoms are crushed together, and the infalling material bounces off the superdense core, causing the explosion.   
A supernova produces 1040 erg/s (a million times more than the sun).  The supernova disperses the elements it has created.  In addition, the energy of the explosion creates elements heavier than iron.

## Remanescentes de supernovas: SN1987A

**a**

**b**

**c**

**d**

**a) Óptico - Fev 2000**
**Material expulso da estrela milhares de anos antes da SN**
**b) Rádio - Set 1999**
**c) Raios X - Out 1999**
**d) Raios X - Jan 2000**
**A onda de choque da SN esquentando o gás**

## Remanescentes de supernovas: Cas A

**Óptico**

**Raios X**

## Elementos da Supernova

**Toda a energia dos raios-X **

**Silício**

**Cálcio**

**Ferro**

## O que fica depois da supernova

- Estrela de nêutrons (se a massa do núcleo é menor que 5 vezes a massa do Sol)
- Pela força de seu colapso, os prótons e elétrons se combinam para formar nêutrons.
- 10 Km de raio
- Buraco negro (se a massa do núcleo é maior que 5 vezes a massa do Sol)
- Nem sequer os nêutrons compactados podem suportar o peso de estrelas muito massivas.

**Notes:**
Estrellas de neutrones y agujeros negros
Neutron Stars  form as protons and electrons in the “superdense” core combine to form neutrons.  Re- the core is collapsing under it’s own weight.
If there’s too much mass, the formation of neutrons cannot stop the collapse.  The neutrons themselves combine and “disappear” under the collapse.

## Uma nova vida: binárias de raios X

- Nos sistemas binários próximos, o material flui de uma estrela normal a uma estrela de nêutrons ou a um buraco negro. Os raios X são emitidos do disco de gás ao redor da estrela de nêutrons ou do buraco negro.

## Buracos negros – Close-up

## Supernovas e material interestelar

- As supernovas comprimem o gás e a poeira que se extende entre as estrelas. Este gás também é enriquecido pelo material expulso.
- Esta compressão origina o colapso de gás e poeira para formar novas estrelas

## O que nos leva de novo a ...

***Tradução: Paulo Ma******rcelo Pontes***
***Correio eletrônico: pmarcelopontes@gmail.com***

**Notes:**
Esto nos devuelve al ciclo de la vida de las estrellas.