Exobiologia
Nucleosíntese, Formação e Evolução Estelar

©Prof. Kepler de Souza Oliveira Filho

Nucleosíntese, Formação e Evolução Estelar
Departamento de Astronomia do Instituto de Física

Elementos
Expansão do Universo
Big Bang
Radiação de Fundo
WMAP e Planck
Nucleosíntese na formação do Universo
A conservação de energia faz com o Universo se esfrie enquanto se expande e a temperatura T caia com o tempo t
$ T = \frac{1}{q^{1/4}} (\frac{3c^2}{32 \pi G a})^{1/4} t^{-\frac{1}{2}}$
e, 0,01 s depois do Big Bang, a temperatura do Universo era de tex2html_wrap_inline70 K (t=0,2μs, kT=2×mpróton, t=0,7s, kT=2×melétron).
Depois de 3 minutos, a temperatura já tinha baixado a um bilhão de graus Kelvin, ainda 70 vezes mais quente que o interior do Sol.

Prótons e nêutrons começam a ficar ligados em núcleos quando o Universo tem tex2html_wrap_inline96, tex2html_wrap_inline98 milhões K, formando hidrogênio, deutério (p+n), e hélio, até uma idade de 4 minutos.

protons-neutrons deuterio
A quantidade de hélio formada é de aproximadamente 25% em massa, próxima do observado. Após 4 minutos, a temperatura já é muito fria para permitir a formação de outros núcleos mais pesados.

Somente depois de 380 000 anos, tex2html_wrap_inline100 K, os elétrons se combinam com os núcleos, formando átomos neutros. FormGal Como não existem então mais elétrons livres para espalhar os fótons, o Universo passa de opaco para transparente e, a partir de então, a matéria e a radiação evoluem independentemente. Esta radiação de 3 000 K, expandindo-se com o Universo, é o que detectamos como radiação do fundo do universo.

Depois de 380 milhões de anos as primeiras estrelas começam a ser formar e somente um bilhão de anos depois do Big Bang é que as galáxias começam a se formar.

abundancias
Abundancia Primordial Bethe e Fowler Desde a formação das estrelas mais velhas, somente 10% da massa de hidrogênio inicial pode ter sido convertida em hélio, por fusão nuclear no centro das estrelas. A maior parte deste hélio ainda está no interior das estrelas. Portanto, os 25% (em massa, 10% em número) de hélio observados no gás interestelar e na atmosfera das estrelas foram necessariamente formados no Big Bang.
Composição química do Sol
Composição química principal (No)
Hidrogênio = 91,2 %
Hélio = 8,7%
Oxigênio = 0,078 %
Carbono = 0,043 %

Abundancia Solar

Todos os elementos mais pesados que H e He foram produzidos no interior das estrelas.

Orion histograma
L=4π R2 σ Tef4
T10000KT5000K
Prisma
espectros
linhas
  • Ia - supergigantes superluminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia) - L=40550 LSol.
  • Ib - supergigantes. Exemplo: Betelgeuse (M2Iab) - L=12246 LSol.
  • II - gigantes luminosas. Exemplo: Antares (MII) - L=4875 LSol.
  • III - gigantes. Exemplo: Aldebarã (K5III) - L=100 LSol.
  • IV - subgigantes. Exemplo: Acrux ($\alpha$ Crucis - B1IV) - L=3076 LSol.
  • V - anãs (seqüência principal). Exemplo: Sol (G2V) - L=1 LSol.

estrelas

Evolução Estelar

Desde 2001 estão disponíveis modelos teóricos de estrelas de População III, as primeiras a se formarem, que indicam que, por não terem metais, não formam grãos e portanto não têm perda de massa na seqüência principal de idade zero, e se formam com massa de até 1000 massas solares!
reacoes primordiais
Cadeia de reações primordiais.
Estas estrelas supermassivas evoluem rapidamente e, se não se tornam buracos negros mantendo toda a massa, poluem rapidamente o meio interestelar.
Alma
O ALMA (Atacama Large Millimeter Array), construído a 5000 m de altura no local mais seco da Terra, com 66 antenas, observa entre 0,3 e 9,6 milímetros. Seu campo é de 21 segundos de arco e sua resolução chega a 6 mas em 675 GHz e 37 mas em 110 GHz. A água na atmosfera dispersa as ondas milimétricas, degradando as observações. As galáxias com z>1,5 têm o máximo da emissão nas regiões submilimétricas do espectro. O vento solar e todas as regiões obscurecidas por poeira, como as regiões de formação estelar, são melhor observadas em comprimentos submilimétricos.
As primeiras observações, com 16 antenas, começaram em outubro/2011. discoSimon Casassus, da Universidad de Chile e colaboradores, publicaram na Nature em janeiro de 2013 as primeiras observações mostrando túneis de acresção de massa em um disco de formação estelar.
Em março de 2013 Joaquin Vieira, do CALTECH, e colaboradores, publicaram na Nature a medida de linhas de CO, comprovando formação estelar no Universo com cerca de 2 bilhões de anos, em um conjunto de galáxias distantes intensificadas por lentes gravitacionais. A inauguração ocorreu em 13 de março de 2013, com mais de 50 antenas em operação e todas as 66 montadas.
C ionizado
Em 2015, observações comprovam que galáxias um bilhão de anos depois do Big Bang têm C ionizado, evidenciando que ainda não produziram O suficiente para formar CO ou grãos de poeira.
Os buracos negros massivos formados pelas primeiras estrelas, colidem e crescem, formando os buracos negros supermassivos detectados nos núcleos de galáxias.
As primeiras estrelas
Formação estelar
T Tauri
Estrelas super jovens T Tauri
disco VC
Estrelas binárias
Existem duas teorias principais para a formação de planetas: fragmentação do disco proto-planetário [Alan Paul Boss (1951-), 2003, Astrophysical Journal, 599, 577] ou acréscimo de massa dos planetesimais [Shigeru Ida (1960-) & Douglas N.C. Lin, 2004, Astrophysical Journal]. Neste último artigo, Ida e Lin propõem a existência de um "deserto de planetas" com massas entre 10 MTerra e 100 MTerra, e distâncias menores que 3 UA, já que os planetesimais crescem rapidamente e migram para distâncias maiores se formados na região mais interna.

Planetas Extra-Solares

Volta Astronomia e Astrofísica

©
Modificada em 17 mar 2016