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Ciências EF: 9° ano
Curso: Ciências EF: 9° ano > Unidade 7
Lição 3: EstrelasSupernova (Supernovae)
Supernova (Supernovae). Versão original criada por Sal Khan.
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- Essas legendas traduzidas são bem ruins, as palavras são diferentes e nem sempre aparece ela por completo, sempre tem algo como ''& # 39" no meio e atrapalha a leitura. Alguém sabe quando vão traduzir ou dublar os vídeos?(1 voto)
- é verdade,essa questao das legendas então um pouco ruins.(2 votos)
Transcrição de vídeo
RKA4JL - E aí, pessoal,
tudo bem? Ao fim do vídeo passado nós tínhamos uma estrela
madura e maciça, ou seja, uma estrela que começava
a formar um núcleo de ferro. Este núcleo estava sob a ação de uma pressão interior muito grande,
ou seja, uma pressão muito grande aqui pois, ao formar elementos
cada vez mais pesados no núcleo, ele vai ficando mais denso, sendo que cada vez mais elementos
vão se fundindo nele. Logo, ele vai ficando
mais massivo e vai se comprimindo. Então ele para
de se fundir, ou seja, ele não é mais exotérmico. Na verdade,
se o ferro fosse fundido, ele nem seria
um processo exotérmico. Ele precisaria de mais energia. Não seria nem algo
que ajudaria a prevenir o aperto, ou seja, ajudar a prevenir
o aumento da densidade do núcleo. Então nós temos o ferro aqui,
que fica cada vez mais massivo, muito, muito mais massivo
e mais denso. E em algum ponto no qual
for atingida uma massa bem alta, a única coisa que estará impedindo
que haja um colapso total é o que chamamos de pressão degenerativa eletrônica. Deixe-me escrever isso aqui: pressão degenerativa eletrônica. Isso significa que nós temos
todos esses átomos de ferro aqui bem próximos uns dos outros, sendo que a única coisa
que o previne de entrar em colapso é o fato de você ter
estes elétrons aqui que estão sendo comprimidos juntos. E nós estamos falando
de um estado de matéria inacreditavelmente denso. A pressão degenerativa eletrônica
nos diz, basicamente, que os elétrons
não querem estar no mesmo lugar
ao mesmo tempo. Eu não vou falar
dos mecanismos quânticos, mas, de qualquer jeito,
não tem como apertar esses elétrons aqui
uns nos outros e isso, pelo menos
temporariamente, impede um colapso maior
de tudo isso aqui. E no caso de uma estrela
menos massiva, como, por exemplo,
uma anã branca, é assim que ela faz
para manter o seu formato, ou seja, por causa da pressão degenerativa eletrônica. Porém, conforme
o núcleo de ferro fica cada vez mais denso
e mais massivo, isso faz ter uma maior pressão gravitacional do nosso núcleo, e essa pressão gravitacional é tanta que uma hora
a pressão degenerativa eletrônica cede e nesse momento
nós temos o que chamamos
de captura de elétron. Então deixe-me colocar
isso aqui. Então, nesse momento, nós temos o que chamamos
de captura de elétron, que nada mais é do que os elétrons
sendo capturados pelos prótons do núcleo. Eles começam a desabar
no núcleo. É mais ou menos o oposto
do decaimento beta negativo, no qual você tem os elétrons
sendo capturados, os prótons sendo transformados
em nêutrons e os neutrinos sendo liberados. Você pode imaginar a quantidade de
energia que está sendo liberada disso. É como você estar estabilizado
e, de repente, você ter um colapso
ainda maior. Agora tudo o que você tem,
todos os prótons, estão virando nêutrons,
pois capturaram os elétrons. É como ter o núcleo inteiro
desmoronando em uma bola densa de nêutrons. Então aqui você tem
uma densidade de nêutrons. Você até pode vê-los como um
átomo muito, muito, muito massivo, porque é simplesmente
uma bola densa de nêutrons. Ao mesmo tempo,
quando o colapso ocorre, você tem uma quantidade
de energia enorme sendo liberada e então nós temos os neutrinos, ou seja,
os elétrons são capturados pelos prótons que se transformam
em nêutrons nessa bola densa
aqui de nêutrons. E nesse processo,
os neutrinos são liberados. Eu não vou entrar muito
nos detalhes disso, mas essa energia enorme,
essa quantidade enorme de energia, isso não é muito bem entendido. E ao mesmo tempo que o núcleo de ferro
passa por isso aqui, ele para graças
à pressão degenerativa eletrônica. Então ele para até que ele cesse
devido à massividade, e com isso ele se desmonta
nessa bola de nêutrons. Mas quando isso acontece,
toda a energia, (não se sabe como, pois tem muita energia por ser uma estrela massiva, então temos muita massa nessa área), é tanta energia que faz
com que o resto da estrela exploda para fora. É uma explosão inacreditavelmente
brilhante e energética. E essa explosão
é chamada de supernova. Deixe-me colocar aqui. Isso aqui é o que chamamos de supernova. E a palavra "nova" vem do latim,
e significa "nova". Talvez seja por não brilhar
o suficiente para que nós
a observássemos antes, e agora brilhou tanto
que daí veio a ideia de algo novo. Então uma supernova ocorre quando o núcleo de uma estrela
muito massiva entra em colapso,
e a energia liberada serve para explodir
o resto da estrela em velocidades incríveis. Só para você ter uma ideia da quantidade de energia liberada
em uma supernova, ela pode ofuscar uma galáxia inteira
temporariamente, ou seja, uma galáxia com centenas
de bilhões de estrelas. E uma outra forma
de pensar é que ela pode
liberar uma energia igual à energia liberada pelo Sol
em toda sua vida, ou seja, é uma coisa
inacreditavelmente energética. Você pode ter materiais
fora do núcleo que estão sendo lançados
da estrela em porcentagens apreciáveis da velocidade da luz. Nós estamos falando
de algo sendo lançado a 10%
da velocidade da luz. Então, 10% da velocidade
da luz, mais ou menos 30 mil quilômetros por segundo. Isso é como viajar toda a Terra
em um segundo, ou seja, são coisas
inacreditavelmente energéticas. Então, por exemplo,
se a estrela original tiver entre 9 e 20 vezes
a massa do Sol, haverá uma supernova e o núcleo vira
uma estrela de nêutrons. Então, "estrela de nêutrons", que você pode imaginar como sendo uma bola densa
de nêutrons. Só para ter uma ideia, será algo
entre duas vezes a massa do Sol. Algo entre 1,5
e 3 vezes a massa do Sol. Então isso aqui está entre 1,5
e 3 vezes a massa do Sol e tem um volume com um diâmetro
da ordem de dezenas de quilômetros. É quase o diâmetro
de uma cidade. É inacreditavelmente denso. Então deixe-me
colocar aqui que isso tem um diâmetro
de uma cidade. Nós sabemos que o Sol é muito grande
se comparado à Terra, e que a Terra é gigante
perto de uma cidade. Mas isso aqui
é mais massivo do que o Sol
sendo comprimido até chegar ao tamanho
de uma cidade, ou seja,
é denso demais. Então, se a estrela original tiver mais do que 20 vezes
a massa do Sol, até a pressão degenerativa
dos nêutrons irá cessar e ela virará
um buraco negro. Eu poderia até falar mais a respeito do que acontece
dentro de um buraco negro, mas na verdade
isso ainda está em pesquisa. Então não dá para saber
exatamente o que ocorre, mas ela se transforma
em um buraco negro onde toda a massa
é condensada em um ponto infinitamente
pequeno e denso. Na verdade, é algo muito difícil
de se imaginar. Nós podemos até
ter uma noção, ou seja, haverá ainda mais massa
do que três vezes a massa do Sol, uma quantidade altíssima
de massa. Então, vamos visualizar
isso aqui um pouco? Aqui nós temos
uma nebulosa do caranguejo e ela está
a 6.500 anos-luz de nós. Então aqui nós temos
uma nebulosa do caranguejo e ela está a,
aproximadamente, 6.500 anos-luz de nós. Mas se você parar para pensar,
toda a nossa galáxia tem cerca de 100 mil anos-luz
de diâmetro. Se você for colocar isso
em uma escala, a nossa nebulosa não está
tão distante assim de nós. Na verdade, é uma distância muito grande
porque a estrela mais próxima de nós está a cerca de 4 anos-luz, e sendo que o Voyager viaja a uma velocidade
de 60 mil quilômetros por hora e mesmo ele levaria cerca
de 80 mil anos para chegar até lá. Então isso aqui
é uma distância muito grande. Mas acredita-se que essa supernova
ocorreu há mil anos, bem nesse centro aqui,
ou seja, nós deveríamos ter
uma estrela de nêutrons. E essa onda de choque, aqui, seria o material viajando
para fora da supernova por mil anos e o diâmetro dessa esfera,
dessa esfera de material, é de 6 anos-luz, ou seja, esse diâmetro aqui
é de 6 anos-luz, aproximadamente. Na verdade é uma nuvem
de ondas de choque muito grande. Nós acreditamos que o nosso sistema solar
começou a condensar por causa
de uma onda de choque criada
por uma supernova próxima. E entrando em uma questão que
provavelmente surgiu no vídeo anterior (na verdade, isso não é
muito bem entendido ainda), nós falamos que elementos
como ferro e o níquel podem ser formados no núcleo
de estrelas massivas, ou seja, quando uma estrela explode, muito desse material
é lançado no universo. Por isso que nós temos
muitos desses materiais nos nossos corpos. Na verdade nós não existiríamos
se esses elementos não fossem formados
nos núcleos das estrelas, ou seja, no núcleo das estrelas primitivas, que são estrelas que entraram
em supernova há muito tempo. A questão é: como esses elementos
mais pesados se formam? Ou seja, como conseguimos
outros elementos mais pesados? Então, eles são formados
durante a supernova. Ela é tão energética que você tem todo tipo de partícula fluindo para fora e para dentro. Para fora por causa
da força da onda de choque, e para dentro
por causa da gravidade. É como você ter uma mistura
dos elementos sendo formados. E então você tem a formação
dos mais pesados. Todo o urânio
que nós conhecemos hoje na Terra deve ter sido formado
em uma supernova de, aproximadamente,
4,6 bilhões de anos. E dado esse valor de
4,6 bilhões de anos e baseado
em como ela decaiu (claro, farei um vídeo sobre isso), é por isso que nós pensamos
que o sistema solar formou-se a partir
de uma supernova. Isso porque o urânio
teria se formado próximo do nascimento
do nosso sistema solar. Eu espero que você tenha achado
esta foto aqui bem legal, e se quiser procurá-la, você pode colocar
a nebulosa do caranguejo na Wikipédia. Você pode até dar mais zoom
nessa imagem e então você verá
quão fascinante ela é. Mas é isso aí, pessoal.
Até a próxima aula!