Evol d est

Evolução Estelar R. Boczko IAG-USP 13 01 11

O que é uma estrela? É um corpo gasoso no interior do qual ocorrem reações de fusão nuclear formando elementos mais pesados com geração de energia .

Pontas das Estrelas !? Afinal : As estrelas têm ou não têm PONTAS ?

“ Pontas” das estrelas Atmosfera Terra Cintilação Vácuo Ar Refração atmosférica

Classificação de estrelas segundo sua massa Peso leve (Magrinha) Peso médio (Gordinha) Peso pesado (Obesa)

Nascimento , Vida e Morte de Estrelas

Evolução de uma estrela segundo sua massa Nebulosa Estrela Supernova 'Peso' Leve 'Peso' Médio 'Peso' Pesado Gigante Vermelha Super Gigante Vermelha Super Gigante Vermelha Super Gigante Azul Nebulosa Planetária Anã Branca Massa Marron Estrela de Nêutrons Massa Marron Nebulosa Buraco Negro ? 'Peso' Pena Massa Marron

História baseada em modelos físico-matemáticos 0 anos 100 anos 100 anos 0 anos ? 10.000.000.000 anos ? 30 segundos

Pressão gravitacional Existindo massa , existe atração gravitacional

Contração gravitacional de uma nebulosa F F d m m’ F = G m m’ / d 2 Lei da atração gravitacional A forma geométrica de menor energia é a esfera. Gás Hidrogênio

Possíveis causadores da contração gravitacional da nebulosa Causas internas (Colapso espontâneo) Causas externas (Colapso forçado) Autogravitação Interação com uma estrela em passagem Interação entre duas nebulosas Ondas de choque provocadas por uma supernova

Nebulosa Escura NGC 6520 Barnard 86

Extinção interestelar Parece que não há estrelas na região central da nebulosa. Será que não há mesmo? Foto no visível Foto no visível + infra-vermelho

Nebulosa Escura Cabeça do Cavalo em Orion

Nebulosa Trífida ( Sagitário )

Um pouquinho de física atômica

Átomos e Íons Próton + Nêutron Elétron - Convenção Átomo neutro N p = N e p n e Nível Fundamental Átomo excitado N p = N e Nível Excitado e Íon = Átomo ionizado N p  N e Elétron Livre

Aquecimento da proto-estrela + + - - Excitação Ionização Gás Hidrogênio Desexcitação

Fusão nuclear + + - - Movimento Elemento mais pesado Fusão nuclear Energia

Nascimento de uma estrela Nasceu a estrela ! Início das reações de Fusão Nuclear Nebulosa inicial

Tempo de contração gravitacional até se tornar uma estrela 0,1 M ¤  1.000 milhões de anos 1,0 M ¤  30 milhões de anos 2,0 M ¤  8 milhões de anos 15 M ¤  0,16 milhões de anos Massa da nuvem Tempo de contração até se tornar uma estrela Aumenta Aumenta

Como é gerada a energia no interior de uma estrela?

Fusão do hidrogênio E = (  m ) c 2 p p D Neutrino Pósitron p He 3  p p p D He 3  Neutrino Pósitron p He 4 p p p m = 100% m = 99,3% p p He 4

Relação entre massa e energia m E = m c 2 c = velocidade da luz no vácuo E

Geração de energia por fusão nuclear Elemento Leve + Elemento Leve Elemento Pesado + Energia

Fases da formação e da vida de uma estrela Nasceu a estrela! Feto Proto- estrela Pré- seqüência principal Adoles-cência Seqüência principal Vida adulta Estágios finais Velhice "Estrela" morta Elemento Leve + Elemento Leve Elemento Pesado + Energia `Fase T-Tauri

Seqüência Principal Quando uma estrela nasce, diz-se que ela entrou no Período Principal de sua vida, também chamado de Seqüência Principal . A Seqüência Principal dura enquanto houver Hidrogênio no núcleo da estrela.

Aglomerado Estelar Glóbulos de Bok Aglomerado Estelar Bart Bok ( ~1940 ) Nuvem Inicial bok ( NGC 3293 )

Região com formação de estrelas

Nebulosa LH95 Região de formação de estrelas Grande Nuvem de Magalhães Constelação : Dorada Distância = 160.000 a.l. Diâmetro = 150 a.l.

Ômega Centauro Aglomerados globulares = ~200 Distância = 15.000 a.l. Diâmetro = 150 a.l. 10.000.000 estrelas

Porque a estrela não colapsa? ?

Temperatura Frio A Temperatura de um corpo mede o grau de agitação caótica de suas partículas. Quente

Pressão Térmica Ar frio Balão com mecha apagada Devido à temperatura , existe a pressão térmica. Mecha acesa

Pressões atuantes numa estrela Partícula Contração gravitacional Vem... Expansão térmica Vai...

( Des )equilíbrio Estático P T = Pressão Térmica P G = Pressão Gravitacional Pressão gravitacional Pressão térmica P T < P G Contração P T = P G Equlíbrio P T > P G Expansão

Como determinar a temperatura de uma estrela? 37,5 0 !

Corpo Negro Emite o máximo de energia em todos os comprimentos de onda para uma dada temperatura. Corpo Negro Absorve toda a energia que possa incidir sobre ele. Fluxo  Comprimento de onda T Fluxo  T Comprimento de onda Corpo Negro (T) Fluxo  T Comprimento de onda

Corpo Negro Absorve toda a energia que possa incidir sobre ele. Corpo Negro Emite o máximo de energia em todos os comprimentos de onda para uma dada temperatura.

Telescópio com medidor de luz Filtro Fotômetro

Lei de Stefan - Boltzmann F =  T 4 Fluxo  Comprimento de onda 4000 K 7000 K Filtro Fotômetro

Sol emitindo como Corpo Negro Fluxo  Comprimento de onda T = 6000 K Filtro Fotômetro Sol

Temperatura e cor superficiais de uma estrela 60.000 K 30.000 K 9.500 K 7.200 K 6.000 K 5.250 K 3.850 K Fria Quente Sol Temperatura central do Sol: ~15.000.000 K

Estrelas quentes e frias

Como se formou o Sol e o Sistema Solar ? Cosmogonia

Tamanhos comparados de algumas estrelas Sol

Contração da Nebulosa Solar Gás

Achatamento da nebulosa v F Grav. F Centríf. F Grav. F Grav. F Grav. F Centríf.

Formação do Sol e dos Planetas Visão de perfil Visão de topo Velocidades angulares diferentes Turbulência Turbulência Turbulência Grande concentração de massa

Formação do Sistema Solar Planeta é um sub-produto da formação estelar. Concentração de massa Concentração de massa Concentração de massa

“ Futuros” planetas extra-solares?

Centro da Via Láctea Candidatos a estrelas com planetas Sagitarius Windows Eclipsing Extra Solar Planet Search

E a Lua, como se formou? Irmã da Terra Filha da Terra Namorada da Terra Irmã Siamesa da Terra

Lua: Irmã da Terra (co-formação) Terra

Lua: Filha da Terra (centrifugação) Terra Lua 'Terlua'

Lua: Namorada da Terra (captura gravitacional) Terra Lua Lua

Lua e Terra: Irmãs siamesas separadas (choque catastrófico) 'Terlua' Asteróide (?) Terra Lua

Sistema Planetário “Sujo”

Vento Solar Perda de massa pelo vento solar = 1 milhão de ton por segundo Radiação (luz) Radiação (calor) Sol Elétrons Prótons Partículas Alfa (núcleos de Hélio)

Vento Solar Varrendo as imediações do Sol.

Nuvem de Oort 100 bilhões de cometas 1 UA 100.000 UA

Estrutura do Sistema Solar Nuvem de Oort Net Plu Estrela Próxima 280.000 UA  4,4 a.l. 100.000 UA 10.000 UA Nuvem de Oort ou Nuvem de Cometas Mar Júp Cinturão de Kuiper Cinturão de asteróides 40 UA Ter

Origem dos Cometas 100 bilhões de cometas T P 100 000 ua Distância entre Sol e Terra: 1 Unidade Astronômica

Estrutura de um cometa Rocha recoberta com gelo de água e de CO 2 Cometa West Cauda gerada pelo Vento Solar e pela radiação Calor Cabeleira de gás e poeira Sol Núcleo do Halley 12 x 8 km

Como se formou e evoluiu a Terra ?

Sol e Planetas Mer Vên Mar Ter Júp Sat Ura Net Plu Planetas Telúricos Planetas gasosos ou Jovianos

Distribuição inicial dos elementos químicos do Sistema Solar Nebulosa Solar Antes da formação dos planetas Depois da formação dos planetas Elementos pesados Elementos leves Redistribuição dos elementos químicos do Sistema Solar

Redistribuição dos elementos antes da formação dos planetas Redistribuição Formação dos planetas Tempo

Redistribuição dos elementos dependendo de seus pesos atômicos Elementos pesados Elementos leves Partículas de luz (fótons)

Atrito hidrodinâmico Turbulência + Concentração

Redistribuição dos elementos depois da formação dos planetas Redistribuição Formação dos planetas Tempo

Sublimação de gelos e evaporação de materiais leves

Limpeza de gelos e materiais leves Mantém gelos e elementos leves Perde gelos e elementos leves

As 4 forças da natureza m m’ GRAVITACIONAL : ocorre entre dois corpos com massas F F q q’ ELETROMAGNÉTICA : associada com cargas elétricas/fótons F F FORTE : (intranuclear) mantém o núcleo atômico agregado Núcleo Atômico Próton Nêutron FRACA : (decaimento beta) permite a radiatividade beta Elétron n = p e

Átomos, moléculas, grãos, planetesimais + Átomos Molécula + Estrutura cristalina ou amorfa + Grão + Planetesimal

Formação da Terra Agregação de Planetesimais “ Feto” Terra R.F. Moulton T.C. Chamberlin C.F. Weizsäcker “ Bebê” Terra: meio pastosa e muito quente Região interna pastosa e quente Crosta sólida e mais fria “ Criança” Terra

Molhando a Terra... Evaporação total Gelo Planetesimal (ou cometa) de gelo Formando os mares

Águas da Terra A maior parte da água existente na Terra foi trazida à Terra através de meteoritos ricos em H 2 O (na forma de gelo) depois do resfriamento da crosta terrestre

Criando a atmosfera da Terra Erupção vulcânica Liberou gases presos nos materiais do interior da Terra Atmosfera Atmosfera sem oxigênio

Fotossíntese Luz CO 2 O 2 Água Sais minerais Glucídios Lipídios Moléculas azotadas Algas e plantas primitivas

Sol Estrela madura Proto- estrela Idade do Sol : 4,52 Bilhões de anos Feto Adoles-cência Velhice Vida adulta

Estrutura do Sol Coroa Zona condutiva Zona radiativa Zona convectiva Mancha solar Erupção solar Composição (em massa) H = 73,0% He = 24,5% Outros = 02,5%

Mudanças na composição química do Sol 100% 75 50 25 0 % Centro Superfície Composição inicial de Hidrogênio Composição inicial de Hélio O C N Ne Si Fe Superfície Centro 2,5% 73% 24,5% 2,5% 73% 24,5% Composição atual de Hélio Composição atual de Hidrogênio

E ... qual será o futuro do Sol ? Peso Leve

Evolução para Gigante Vermelha Região de fusão nuclear Hoje Passado Futuro

Antares (Supergigante vermelha no Escorpião)

A gigante vermelha Sol Terra Hoje R=750.000 km d = 150.000.000 km d  150.000.000 km Num futuro muito distante ( 4,5 bilhões de anos )

Evolução para Nebulosa Planetária e anã branca Gigante vermelha Nebulosa Planetária do Anel (Constelação da Lira) Visão de uma Nebulosa Planetária Anã Branca Nebulosa Planetária

Massa marron Nebulosa planetária Massa marron Fim completo da reações de fusão nuclear: morreu a estrela! Anã branca Ocorrem as últimas reações de fusão nuclear perto da superfície da estrela

Todas as estrelas evoluem como o Sol ? Não!

Tempo de vida de uma estrela Massa Vida na Seq. Principal [m Estrela /m Sol ] [milhões de anos] 60  2 30 5 10  25 03 350 1,5  1.600 1 9.000 0,1  >1.000.000 Massas solares 0,08 4 8 Tempo de Vida Sol 0 Peso Leve Anã Branca (Planeta) Peso Pena Peso Médio Estrela de nêutrons Estrela Supernova Peso Pesado Buraco Negro

Evolução conforme a massa da estrela Mais fusões Sequência principal Gigante Super- gigante Fusão do Hélio Nebulosa Planetária Supernova Anã Branca Estrela de nêutrons Buraco Negro 1/2 1 3 10 1/10 1 10 100 Massa final a estrela Massa inicial a estrela M Solar M Solar

Evolução de uma estrela peso médio

Evolução de estrelas peso médio Nuvem Inicial H -> He +  Fe +  -> ? C -> O +  Estrela de nêutrons He -> C +  Si -> Fe +  O -> Si +  H He C Si Fe O n Prótons + Elétrons  Nêutrons

Reações de nucleossíntese estelar

Representação de um elemento químico X X Z = Número de Prótons Z M = Número de Massa = Z + Nêutrons M + + + + 0 0 0 0 0 n = p e

Cadeia próton-próton gerando He 1 1 H + 1 1 H  2 1 H + e + +  2 1 H + 1 1 H  3 2 He +  Para T > 10 7 K 3 2 He + 3 2 He  4 2 He + 2 1 1 H 3 2 He + 4 2 He  7 4 Be +  69% 31% 7 4 Be + e -  7 3 Li +  7 3 Li + 1 1 H  2 4 2 He 7 4 Be + 1 1 H  8 5 B +  8 5 B  8 4 Be + e + +  8 4 Be  2 4 2 He 99,7% 0,3%

Cadeia CNO gerando He 1 1 H + 12 6 C  13 7 N +  13 7 N  13 6 C + e + +  13 6 C + 1 1 H  14 7 N +  14 7 N + 1 1 H  15 8 O +  15 8 O  15 7 N + e + +  15 7 N + 1 1 H  12 6 C + 4 2 He 15 7 N + 1 1 H  16 8 O +  16 8 O + 1 1 H  17 9 F +  17 9 F  17 8 O + e + +  17 8 O + 1 1 H  14 7 N + 4 2 He 99,7% 0,3%

Processo triplo alfa gerando C 4 2 He + 4 2 He  8 4 Be 8 4 Be + 4 2 He  12 6 C +  Para T > 10 8 K

Reações C-C 12 6 C + 12 6 C  16 8 O + 2 4 2 He 20 10 Ne + 4 2 He 23 11 Na + p + 23 12 Mg + n 24 12 Mg +  T > 6x10 8 K

Reações O-O 16 8 O + 16 8 O  24 12 Mg + 2 4 2 He 28 14 Si + 4 2 He 31 15 P + p + 31 16 S + n 32 16 S +  T > 10 9 K

Processos Alfa 24 Mg + 4 2 He  28 Si +  28 Si + 4 2 He  32 S +  32 S + 4 2 He  36 Ar +  36 Ar + 4 2 He  40 Ca +  40 Ca + 4 2 He  44 Sc +  44 Sc + 4 2 He  48 Ti +  48 Ti + 4 2 He  52 Cr +  52 Cr + 4 2 He  56 Fe + 

Temperaturas e tempos de exaustão dos elementos para fusão nuclear Fusão Temperatura Tempo de exaustão de (milhões de K) (anos) H 15 10 milhões He 170 1 milhão C 700 1 mil Ne 1.400 3 O 1.900 1 ano Si 3.300 1 dia Estrelas com massa de 20 massas solares

Morte violenta de uma estrela Modelos: Fusão violenta do carbono Colapso gravitacional do núcleo

Modelo I: Fusão violenta do carbono

Estrela Supernova Elementos mais pesados Carbono Explosão catastrófica He C O Si Fe ... Cu Ag Pt Au Pb U ...

Supernova gerada por colapso do núcleo Elementos mais pesados Carbono Fenômeno não catastrófico Neutrinos drenando energia do núcleo rico em Ferro Núcleo muito quente Núcleo colapsa rapidamente Casca Casca cai em queda livre sobre o núcleo Casca atinge o núcleo

Imagens de supernovas e de remascentes de supernovas

Supernova 1987A ( Grande Nuvem de Magalhães ) Grande Nuvem de Magalhães Antes Depois

Remanescente de Supernova Nebulosa do Caranguejo ( Constelação do Touro ) Visão atual da supernova vista pelos chineses em 1054

Remanescente da Supernova de Kepler (1604)

Supernova de Kepler (observada em 1604)

Remascente de supernova em Loop em Cisne

Remanescente de Supernova ( Vela )

Remanescente de Supernova Constelação do Cisne

Remanescente de supernova Nebulosa remanescente Estrela remanescente He C O Si Fe Cu Ag Pt Au Pb U ?

Supernova ( NGC 7331 ) Depois Antes

Supernovas extragalácticas Com a supernova Sem a supernova

Taxa anual de descoberta de supernovas

Supernovas descobertas em 2005

Supernovas “próximas” Grande Nuvem de Magalhães ( SN 1987 A ) 160 000 anos-luz Sol Via Láctea 1181 Tycho 1572 1054 Chineses 1006 185 393 Kepler 1604

Supernovas históricas 185 RCW 86 Chineses Possível 8.200 a.l. Cplapso de  massiva 386 G11.2-0.3 Chineses Provável 16.000 a.l. Colapso de  massiva 393 G347.3-0.5 Chineses Possível 3.000 a.l. Colapso de * massiva 1006 SN 1006 Chineses Japoneses Àrabes Europeus Sem dúvida 7.000 a.l. Exp. termonuc. de anã branca 1054 Neb. do Carangejo Chineses Japoneses Àrabes Americanos Sem dúvida 6.000 a.l. Colapso de  massiva 1181 3C58 Chieses Japoneses Possível 10.000 a.l. Colapso de  massiva 1572 Tycho SNR Chineses Coreanos Sem dúvida 7.500 a.l. Exp. termonuc. de anã branca 1604 Kepler SNR Chineses Coreanos Europeus Sem dúvida 13.000 a.l. Exp. termonuc. de anã branca 1680 Cassiopéis A Europeus Possível 10.000 a.l. Colapso de  massiva 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000 0

Pulsar “ Visão” Descobertos em 1967 “ Luz” Radiotelescópios Eixo de Rotação Eixo magnético Estrela de nêutrons Campo magnético 10 bilhões de vezes o do Sol

Processos de extinção em massa de seres vivos

Extinção dos Dinossauros ( 65 milhões de anos atrás ) Raios X Supernova

Choque de asteróide com a Terra Asteróide Poeira Fuligem e fumaça Gás e poeira

(Mini)Era Glacial Atmosfera Poluída Calor Calor

Evolução de uma estrela peso pesado

Evolução de uma estrela peso pesado Proto estrela Super gigante vermelha Reação de fusão nuclear Pressão Gravitacional > Pressão Térmica ? Colapso gravitacional

Lançamento de corpos em campos gravitacionais Luz Lua Luz

Lançamento de corpos em campos gravitacionais Lua Luz Luz

Lei da atração gravitacional F F d M m F = G M m / d 2 M,m = massas dos corpos envolvidos d = distância entre as massas F = força de atração gravitacional F = G M 0 / d 2 F F d M m= 0 F = 0 !?! Não há força de atração!

Geodésica É a trajetória percorrida pela luz

Curvatura do Espaço Universo Vazio Geodésicas retilíneas Açúcar m Universo não vazio Geodésicas curvas

Representação geométrica de um Buraco Negro Geodésicas num espaço vazio Geodésicas nas proximidades de um Buraco Negro

‘ Massa’ de um fóton Fóton E = mc 2 mc 2 = hf m = hf / c 2 f c E = hf

Horizonte de eventos Horizonte de eventos: Superfície que delimita a região do espaço em torno de um buraco negro de modo que qualquer corpo (ou mesmo a Luz) que nele penetre, não pode mais dele sair . Geodésica

Forças de maré num Buraco Negro g cabeça g pé Buraco Negro

Detecção de Buracos Negros Se não é possível ver um Buraco Negro, como posso saber que ele existe ?

Princípio da Inércia ( Newton, 1642- 1727 ) Um corpo, sobre o qual não age nenhuma força, tende a manter seu estado de movimento ou de repouso. X Força Movimento retilíneo uniforme V V

Primeira Lei de Kepler ( 1571 - 1630 ) Um corpo ligado a outro, gravitacionalmente, gira em torno dele numa órbita elíptica.

Movimento em torno do Centro de Massa Comum CM M m d D r = d + D 1 1 2 2 3 3 4 4 M d = m D

Sistema Binário de estrelas Velocidade CM 1 1 2 2 3 3 4 4 5 5

Terceira Lei de Kepler ( r / r’ ) 3 = ( T / T’ ) 2 r 3 = k T 2 Expressão aproximada de Kepler T’ M m m’ r r’ T r 3 = [G/(4  2 )] ( M + m ) T 2 Expressão correta:

Massas das estrelas de Sistemas Binários M d = m D r = d + D r 3 = [G/(4  2 )] ( M + m ) T 2 M , m

Sistema Planetário CM m <<< m Sol Velocidade 1 2 3 4 5 1 3 4 5 2 Planeta !

Sistema Binário de estrelas ? m >>> m Sol Velocidade 3 4 1 2 5 1 2 3 4 5 Buraco Negro !

Fontes de Raios X Raios X Matéria (cargas elétricas) caindo na estrela central por atração gravitacional Buraco negro Anã Branca Sistema Binário Raios X

Fontes de raios-X no centro da Galáxia Telescópio Chandra ( Raios X ) Foto em raios-X do Centro Galáctico

Será que a Terra poderá vir a ser um buraco negro? Não!

Fabricar um Buraco Negro ! ? Buraco Negro Terra

Para se tornar um Buraco Negro Raio Massa Raio de Schwarzschild: R = ( 2GM ) / c 2 Terra 3 x 10 -6 M 1 cm 10 27 Sol 1 M 3 km 10 16 Estrela Pesada 10 M 30 km 10 14 Galáxia 10 11 M 0,03 AL 10 -6 Universo ? ? ? R=? Corpo / sistema Massa Raio Densid. M Sol = 2x10 30 kg g/cm 3 ? Schwarzschild

Relação entre tamanho e massa R = 2GM/c 2 Átomos Moléculas Núcleos atômicos Massa da estrutura Tamanho da estrutura Região de colapso gravitacional Planetas Asteróides Anã branca Pulsar Sol Buraco Negro Estrela Galáxia Universo

Fatores que poderiam "inchar" a massa do Universo Buracos negros Neutrinos com massa p p D Neutrino Pósitron Massa escura no Universo ? ? ? ?

Universo como um Buraco Negro R = 2GM/c 2 Universo Galáxia Anã branca Pulsar Sol Planetas Asteróides Átomos Moléculas Núcleos atômicos Massa da estrutura Tamanho da estrutura Região de colapso gravitacional Buraco Negro Estrela

Conclusão Pode ser que Nosso Universo se comporte como um Buraco Negro Nada do que está dentro pode sair; Para “outro” Universo, somos invisíveis.

Etapas da Evolução do Universo 0 10 -43 s 10 -6 s 1 s 1 min 10 k anos 300 k anos 1 B anos 4 B anos 10,5 B anos 15 B anos Big-bang Hoje ? Era de Planck ~     ~     ~     ~p ~n n p ~   Era dos hádrons e + e -   +  - Era dos Léptons D He Era da Radiação Era da Matéria Desacoplamento Matéria / Energia Formação de galáxias Formação de estrelas Sol

Instantes iniciais do Universo Universo primordial Big-bang Universo (H 2 e He)

Formação de galáxias por fragmentação Universo Galáxias Galáxia de Andrômeda

Contração gravitacional de uma nebulosa Gás Hidrogênio

Formação de estrelas fora de Nossa Galáxia

Formação de estrelas em Nossa Galáxia Nebulosa da Tarântula

O Sol e nós! Formação de estrelas na Nossa Galáxia Sol Nós Terra

Uma dúvida... Big-bang Universo inicial ( H 2 e He )

Como surgiram os elementos pesados? Elemento existente logo após o big-bang Elemento existente logo após o big-bang Reações de fusão nuclear no interior das estrelas Formação de elementos pesados durante explosão de uma supernova

Se o Sol é uma estrela peso leve, sem poder gerar Ferro , por exemplo, então como surgiram os elementos pesados do Sistema solar?

Sol: uma estrela de segunda mão H H Nebulosa solar Nebulosa vizinha H Estrela Supergigante H Supernova He C O Si Fe ... Cu Ag Pt Au Pb U ... Estrela remanescente ?

Ser Humano Matéria prima: Hidrogênio Pedaços de estrelas que explodiram!

Formação contínua de estrelas Meio interestelar Prim. Geração Seg. Geração H Anã Branca Super- nova Buraco negro Matéria ejetada Estrela Estrela de nêutrons Leve Média Pesada Massa marron

Reciclagem de estrelas Nebulosa enriquecida Nebulosa primordial Peso Médio Super Gigante Vermelha Super Gigante Azul Estrela Supernova Super Gigante Azul Reações de fusão nuclear Sistema Solar

Nascimento de estrelas de segunda geração Aglomerado estelar jovem nascido na Nebulosa 30 Dorado

Condição para o desenvolvimento de vida num sistema planetário Como os organismos vivos exigem elementos pesados, isso significa que os sistemas planetários em que eles podem se desenvolver devem estar associados com estrelas de segunda geração em diante. Formação de estrelas de segunda geração

E ... a vida ? Como surgiu na Terra ?

Vida Uma definição de ser vivo: Um ser vivo é aquele que consegue: se manter e perpetuar a espécie

Vida Terrestre Toda forma de vida na Terra é composta pelos mesmos “tijolinhos” básicos: Aminoácidos R C H NH 2 C O OH Carboxila Amina Radical genérico Base nitrogenada Açúcar Fosfato Nucleotídeos DNA Molécula da hereditariedade Diâmetro 20 A Passo 34 A

Gerar Vida no laboratório? Matéria Inorgâ- nica H 2 C NH 3 H 2 O Raio X UV Miller (1957) Matéria Orgânica Proteínas Açúcares Aminoácidos Nucleotídeos (Biopolímeros)

Seres “quase” vivos Vírus são entes que estão “entre” os seres vivos e os inanimados Vírus Ser ou não ser ?

Geração de Vida na Terra Água VIDA : Feliz coincidência de propriedades Físicas e Químicas num determinado local e momento? C O N Raios X Ultravioleta Ca Fe Compostos orgânicos Biopolímeros Procariontes (unicelulares) ? Protobiontes

Será que os Terráqueos são, mesmo, originários da Terra ? ?

A vida surgiu na Terra? Cada passo necessário para a origem da vida é de pequena probabilidade de ocorrência. A seqüência toda exige uma quantidade de matéria muito maior do que a existente na Terra! Onde, então? Meio Interestelar

Moléculas interestelares HC 11 N, HC 9 N, HC 5 N CH 3 OH (álcool metílico) CH 3 CH 2 CN HCOOCH 3 CH 4 (metano) NH 3 (amoníaco) H 2 O (água) H 2 CO (formol) C 2 H 2 (acetileno) CO (monóxido de Carbono) H 2 , C 2 , OH, CH CH 3 NH 2 , HNO, CN OCS, HNCS, SO 2 C 2 H 5 OH (CH 3 ) 2 O C 2 H 5 CN HC 13 N CH 3 CHO CH 3 C 2 H HCOOH Algumas moléculas interestelares, fundamentais para a vida, já detectadas

Vida trazida à Terra? Vida Panspermia : A vida surgiu em diferentes locais e foi espalhada pelo Universo. ! Vida ? Vida

Conclusão É possível que cada um de nós tenha tido um ancestral extraterrestre !

Importante! Não há nenhuma prova da existência de Vida fora da Terra. Mas ... também não há nenhuma prova de que ela lá não exista! Não achei cobra nenhuma!

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