SUPERNOVAS E NUCLEOSSÍNTESE

UMA SUPERNOVA ATINGE UM BRILHO DE CERCA

DE CERCA DE 109-10

10L POR ALGUMAS HORAS

DEPOIS DA EXPLOSÃO

Existem dois tipos básicos de supernova :

1. Tipo II

2. Tipo Ia

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

TIPO Ia

RESULTADO DA INTERAÇÃO DE ESTRELAS NUM

SISTEMA BINÁRIO CERRADO

Sistema binário em

que as estrelas estão

muito próximas

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.

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

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

O GÁS PRIMEIRAMENTE ORBITA EM

TORNO DA ANÃ BRANCA FORMANDO UM

DISCO, CHAMADO DISCO DE ACRESÇÃO.

PARTE DESTE GÁS VAI CAINDO NA SUPERFÍCIE

DA ANÃ, FICANDO CADA VEZ MAIS DENSO E

MAIS QUENTE.

A B

A TEMPERATURA EXCEDE OS 107 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.

(b,c) PARTE DO MATERIAL SE ACUMULA NA

SUPERFÍCIE DA ANÃ BRANCA

(A) ANÃ BRANCA ORBITANDO EM TORNO

DA GIGANTE

(d) A FUSÃO DO H COMEÇA CAUSANDO

EXPLOSÕES (NOVA OUTBURST)

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.

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

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)

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

ABUNDÂNCIAS DE ELEMENTOS NO UNIVERSO

DERIVADO ATRAVÉS DOS ESPECTROS DE ESTRELAS

ELEMENTOS POR GRUPO DE PARTÍCULAS

ABUNDÂNCIAPERCENTUAL

POR NÚMERO

H (1 partícula nuclear) 90%

He (4 pns) 9%

Grupo do Li (7-11 pns) 0.000001%

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

(63-100 pns)

10-8

%

Grupo de grande massa

(> 100 pns)

10-9

%

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

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

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

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 Kreação + provável

Da mesma forma:

16O +

4He

20Ne + energia

+ provável do que

16O +

16O

32S + 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

Elementos múltiplos de 4 são

mais abundantes

4He,

12C,

16O,

20Ne,

24Mg,

28Si

picos

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

ELEMENTOS PESADOS VÃO SENDO QUEBRADOS

ELEMENTOS PESADOS VÃO SENDO GERADOS POR

CAPTURA DE HE

56Co

56Fe

instável

instável

elemento mais estável que existe

PROCESSOS ALFA

Processos alfa também levam

a formação de Fe no núcleo

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.

E OS ELEMENTOS MAIS PESADOS DO QUE O FE??

PROCESSOS-S E PROCESSOS-R

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

Processo de captura de nêutrons

Exemplo:

56Fe+n

57Fe

57Fe+n

58Fe

58Fe+n

59Fe

59Fe

59Co

59Co + n

60Co

60Co

60Ni

60Ni+n ...

captura de nêutrons

não muda o elemento.

Só muda de elemento

quando ocorre a

transformação de um

elemento mais instável

para um mais estável.

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

PROCESSOS-S

Processo de captura de nêutrons

Exemplo:

59Fe

59Co

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- + -

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

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.

PROCESSOS-R

Processos-R são responsáveis pela formação

dos núcleos atômicos muito pesados, tais

como Tório, Urânio, Plutônio, etc...

Tabela periódica

NUCLEOSSÍNTESE

SN TIPO Ia

CURVA DE LUZ EXPLICADA

PELA ENERGIA EMITIDA

PELO DECAIMENTO

RADIATIVO DO 56Ni E 56Co

O Fe é produzido pelo

decaimento do 56

Co

Elementos produzidos:

(elementos do pico do ferro)

Mn, Cu, Zn, Co, Ni, Fe

O CICLO DA

EVOLUÇÃO

ESTELAR