Astrofísica Extragaláctica! Aula #5" Karín Menéndez-Delmestre" Observatório do Valongo!
|
|
- Airton Arantes Rios
- 8 Há anos
- Visualizações:
Transcrição
1 Astrofísica Extragaláctica Aula #5" Karín Menéndez-Delmestre" Observatório do Valongo
2 Diferençasnaspropriedadesusicasgeraisentre: Galáxiasde6potardio Razãobojo/discobaixa Cor:azul Formaçãoestelara6va Bastantegás,poeira Populaçãoestelar: misturadenova+velha regiõeshii: maiorquan6dade,maior tamanhoemaior luminosidadenasde6po tardiocomparadoaquelasem galáxiasde6poanterior Galáxiasde6poanterior Razãobojo/discomaior bojoproeminente Passivas(SFRbaixo) Cor:vermelho Poucogás,poeira Populaçãoestelar: misturadenova+velha
3 Tópicos(ParteI) 1. Revisão:FormaçãoeEvoluçãoEstelar 2. IntroduçãoaExtragalác6ca 3. PropriedadesGeraisdasGaláxias 3.1.Morfologiadasgaláxias SistemasdeClassificação PropriedadesAstrousicasdosTiposdeGaláxias Correlaçõesusicas(naescalaabsoluta) Propriedadesemfunçãodoambiente 3.2.PopulaçõesEstelares 3.3.FunçãodeLuminosidade 4. PropriedadesGeraisdasGaláxiasElíp6cas 5. PropriedadesGeraisdasGaláxiasEspirais
4 Distribuiçãode6posmorfológicos Oemler+74:estudode15aglomeradosricosemgaláxias Classificaçãodeaglomeradossegundo: 1 PorcentagemdegaláxiasS/S0/E 2 PresençadeumagaláxiacD 3 Segregaçãoespacialde6posdegaláxias Oemler
5 Distribuiçãode6posmorfológicos Efeito`Butcher`Oemler campo Oquémostraeste gráfico? fração'azul = fraçãodegaláxias luminosasazuis associadacom aglomerados densos Butcher&Oemler(1978)ApJ219,18
6 Distribuiçãode6posmorfológicos Efeito`Butcher`Oemler Resultadodeumestudo de>30aglomeradosem 0.003<z<0.54: ` excessodegaláxias azuisemrelaçãoà populaçãoépicade aglomeradosno universopróximo Em 1978, Butcher & Oemler observaram dois aglomerados distantes (3C 2 a z =0.39) e encontraram um excesso de galáxias azuis em relação àpopul próximos. Em 1984, estes mesmos autores estudam mais 33 aglomerados ent firmam o excesso de galáxias azuis (este excesso émedidoemrelação àsequên Este efeito ficou conhecido como efeito Butcher Oemler. Afigura124 ilustranovadeterminaçãodoefeito, o efeito Butcher Oemler assim como um trabalho mais Carvalho (2000) comumanovadeterminação deste efeito, baseado em fotomet do catálogo de Abell. f B f B no campo Butcher & Oemler (1984) Ajuste de Butcher & Oemler (1984) Margoniner & de Carvalho (2000) Ajuste de Margoniner & de Carvalho (2000) z Figur azuis traço lho o ler (1 traba ner & espess fração Éimportantelevarmosemcontaondenoaglomeradoafração de galáxia 125 mostra esta dependência para 5 aglomerados. Notamos que a fração de g adistância ao centro do aglomerado baseadoemfotometriaccdde44 aglomeradosdocatálogodeabell. Afraçãoazulassociadacomaglomeradosdensosaumenta significa6vamentecomredshiö Háumaevoluçãodasgaláxiasemaglomeradosnumpassado rela6vamentepróximo
7 Perda de gás por pressão de arraste Distribuiçãode6posmorfológicos Afraçãoazul Butcher & Oemler (1984) Ajuste de Butcher & Oemler (1984) Margoniner & de Carvalho (2000) Ajuste de Margoniner & de Carvalho (2000) z Éimportanteconsiderarondenoaglomeradoafraçãodegaláxias azuisémedida. ler (198 trabalh ner & d espesso fração d Éimportantelevarmosemcontaondenoaglomeradoafração de galáxias 125 mostra esta dependência para 5 aglomerados. Notamos que a fração de ga adistância ao centro do aglomerado. Dependênciadafração degaláxiasazuiscoma distânciaaocentrodo aglomerado <f B > <f B > afraçãodegaláxiasazuis aumentacomadistância aocentrodo aglomerado aglomerados com 0.16 < z < R (Mpc) Distância do centro (Mpc) Figu fraç dist rado lho, OefeitoB-Omostraqueháumaevolução das galáxias em aglomerados em u Margoniner&deCarvalho,2000 próximo, ao contrário do que se constata dos próprios aglomerados, que aprese suas propriedades (por exemplo, temperatura e metalicidade do gás intra-aglom
8 Distribuiçãode6posmorfológicos Oquémostraeste gráfico? Frac6onofpopula6on Afraçãode espiraisdiminui amedidaquea densidadelocal aumenta;a fraçãodes0se Esaumenta. log(densidadeprojetadanocéu,mpc`2 ) Dressler+80
9 Distribuiçãode6posmorfológicos Relaçãoraio`morfologia`densidade Dressler Dresslerestudou55aglomeradosricose 15regiõesde campo (>6000galáxias): ` afraçãodegaláxiasdeumdado6po morfológicoestáfortemente correlacionadacomadensidade superficiallocal(mpc`2 )emqueas galáxiasseencontram Estarelaçãopodeserlidacomo... onúmerodeespiraisdiminuiem direçãoaocentrodos aglomerados,enquantoodas elíp6casaumenta Dressler+80
10 Distribuiçãode6posmorfológicos Relaçãoraio`morfologia`densidade Dressler Considerandoaglomerados irregulares(menosricose estruturados),dressler determinouqueacorrelação comraionãoétãoforte oefeitofundamentaléa densidadelocal
11 Distribuiçãode6posmorfológicos FunçãodeLuminosidade(FL) Função de luminosidade de galáxias separadas por tipo em função do ambiente Asdiferenças emlfsde ambientes diferentessão principalmente devidoàs proporções diferentesde 6posdegaláxia (S/Irr/S0/E)
12 Segregaçãomorfológicadegaláxiasem aglomerados JuntandootrabalhodeOemler+74earelaçãomorfologia` densidade(dressler+97): Aspropriedadesdasgaláxiasdependemtantodaestruturado aglomeradocomodaposiçãodagaláxianoaglomerado(devidoà dependêncianadensidade). Aglomeradosricoseregulares: possuemumafraçãodeelíp6caselen6culareselevada afraçãodeeses0saumentaemdireçãoaocentro Aglomeradospobrese/ouirregulares: apresentamumafraçãoelevadadeespirais pouco/nenhumgradienteradialdepopulação
13 Naturevs.Nurture odilema Nature Galáxiasdedis6ntos6posnascememambientesdiferentes: elassãointrínsicamentediferentesdesdeocomeço(i.e.,por# natureza) Galáxiasde6poanteriornascememaglomerados Nurture Ambientesdensostransformamespiraiseirregularesem galáxiase/s0viainteraçõeseremoçãodegás. perdadogáspeloefeitodepressãodearraste(ram3 pressure,#eminglês). Resultanadiminuiçãodaa6vidadedeformação estelarnestasgaláxias
14 Distribuiçãode6posmorfológicos EvoluçãodaRelaçãoMorfologia`Densidade ConsiderandoaabundânciadeS0semaglomeradospróximos transformaçãoss0emaglomeradosdensos z~0 z~0.5 Dressleretal(1997)ApJ490,577
15 Gásemgaláxiasdeaglomerados HI(gásatómico)noaglomeradoComa Efeitos do Aglomerado nas galáxias e vice-versa Deformações da emissão do HI Declinação (B1950) 29 00' 28 30' 28 00' K IC K ' 13 h 00 m 12 h 58 m 12 h 56 m Ascensão reta (B1950) Nurture? perdadogáspeloefeitode pressãodearraste Figura 126: Efeito da pressão de arraste em Coma. Os contornos espessos representam a emissão em raios- X, os contornos finos representam a emissão do Hi, superpostas às imagens ópticas (níveis E/S0 de cinza) das galáxias (ampliadas por um fator 7). Cada objeto tem sua identificação e velocidade de recessão (em km/s). A cruz central corresponde àelíptica gigante NGC Figura tirada de Bravo-Alfaro et al. (2000). transformagaláxiass/irrem diminuiçãodesfr Bravo`Alfaroetal.(2000). da pressão de arraste. Este efeito também pode ser observado em emissões rádio com morfologia head-tail em galáxias ativas em aglomerados (veja Fig. 101). Apressão de arraste pode ser um mecanismo importante para o enriquecimento em metais do meio intra-aglomerado, como foi discutido inicialmente por Gunn & Gott (1972). Estes autores compararam a pressão de arraste dada por:
16 Gásemgaláxiasdeaglomerados AtlasdeHαemVirgo HI(gásatómico)noaglomeradoComa Efeitos do Aglomerado nas galáxias e vice-versa Deformações da emissão do HI 29 00' K Declinação (B1950) 28 30' 28 00' IC Figura 126: Efeito da pressão de arraste em Coma. Os contornos espessos representam a emissão em raios- X, os contornos finos representam a emissão do Hi, superpostas às imagens ópticas (níveis de cinza) das galáxias (ampliadas por um fator 7). Cada objeto tem sua identificação e velocidade de recessão (em km/s). A cruz central corresponde à elíptica gigante NGC Figura tirada de Bravo-Alfaro et al. (2000). K ' 13 h 00 m 12 h 58 m 12 h 56 m Ascensão reta (B1950) Bravo`Alfaroetal.(2000). da pressão de arraste. Este efeito também pode ser observado em emissões rádio com morfologia head-tail em galáxias ativas em aglomerados (veja Fig. 101). Apressão de arraste pode ser um mecanismo importante para o enriquecimento em metais do meio intra-aglomerado, como foi discutido inicialmente por Gunn & Gott (1972). Estes autores compararam a pressão de arraste dada por:
17 Tópicos(ParteI) 1. Revisão:FormaçãoeEvoluçãoEstelar 2. IntroduçãoaExtragalác6ca 3. PropriedadesGeraisdasGaláxias 3.1.Morfologiadasgaláxias SistemasdeClassificação PropriedadesAstrousicasdosTiposdeGaláxias Correlaçõesusicas: Propriedadesemfunçãodoambiente 3.2.PopulaçõesEstelares 3.3.FunçãodeLuminosidade 4. PropriedadesGeraisdasGaláxiasElíp6cas 5. PropriedadesGeraisdasGaláxiasEspirais
18 Tópicos(ParteI) 1. Revisão:FormaçãoeEvoluçãoEstelar 2. IntroduçãoaExtragalác6ca 3. PropriedadesGeraisdasGaláxias 3.2.PopulaçõesEstelares Espectrosestelares síntesedepopulaçõesestelares DistribuiçãoBi`modaldecor 3.3.FunçãodeLuminosidade 4. PropriedadesGeraisdasGaláxiasElíp6cas 5. PropriedadesGeraisdasGaláxiasEspirais
19 Espectrosintegradosdegaláxias Oespectrointegradodeuma galáxiaresultadasomadas emissõesindividuaisdas estrelasedaabsorcãodo meiointer`estelar. Pickles (1998). Sunday, January 23, 2011
20 Espectrosintegradosdegaláxias Classificação espectral Oespectrointegradodeuma galáxiaresultadasomadas emissõesindividuaisdas estrelasedaabsorcãodo meiointer`estelar. Seconhecemosadistribuição deestrelasemfunçãodo 6poespectralemuma galáxia,podemosdeduzirseu espectrointegradoistoé chamadosíntesede populaçãoestelar fluxo ( ) / fluxo (5556 Å) M5V K5V G5V F5V A5V A0V B8V V Pickles 6500 (1998) (Å) Figura 231: Espectro de estrelas da sequência principal do catálogo de Pickles (1998).
21 Populaçãoestelar Definiçãodeumapopulaçãoestelarsimples grupodeestrelascomumaidadeecomposiçãoespecífica (e.g.,aglomeradosestelares) Umagaláxiaestácompostadeváriaspopulaçõesestelares uma síntesedepopulaçõessimples (SSPeminglês:simple#synthesis#popula?on) nãotemosacessoascoresdasestrelasindividuais CriamosmodelosSSPparaestudarsistemascomplexos (e.g.,regiõesestelares,galáxias) Oajusteentreasomadosespectrosquecompõeomodeloeo espectroobservadonospermiteestabelecer,aprincípio,a composiçãoeohistóricodeformaçãoestelardagaláxia. SFH#=#star#forma?on#history
22 IngredientesdemodelosSSP IngredientesbásicosparaaconstruçãodemodelosSSP: 2 Bibliotecaestelar M5V coleçãodeespectros individuaisdasestrelasnuma populaçãoestelarsimples (metalicidade,idade) Espectrosteóricos(Teff, g,z)ouempíricos (comsuasadvantagense desavantagensrespec6vas) Exemplo: Picklesstellarlibrary Classificação espectral fluxo ( ) / fluxo (5556 Å) K5V G5V (Å) F5V A5V A0V B8V 05V Figura 231: Espectro de estrelas da sequência principal do catálogo de Pickles (1998). sistema também se baseia na comparação do espectro integrado das galáxias no intervalo λ3850 λ4100, com o espectro de estrelas (tabela 19).
23 IngredientesdemodelosSSP IngredientesbásicosparaaconstruçãodemodelosSSP: Bibliotecaestelar Isocrônas Curva#de# mesma #idade# Curvasisocrônas=curva queenlaçaacoleçãode posiçõesnodiagramahr deumgrupodeestrelas (mesmaidadee composição) Cadapopulaçãosimplesé representadaporuma isocrôna
24 consider the logarithmic mass function: IngredientesdemodelosSSP b(m) dlogφ IngredientesbásicosparaaconstruçãodemodelosSSP: dlogm = b 1 Measuring Bibliotecaestelar the IMF: Isocrônas some (relatively local) volume. FunçãoinicialdeMassa(IMF) 3. Use the relation between stellar mass and stellar lifetime to convert the luminosity function to a mass function. observaçõesdos aglomerados estelaresgalác6cos The intrinsic function φ indicamqueφ(m)é 0 is then: t φ 0 = dadapor: Salpeter (1955): #(M) ~ M α=2.35 ξ(m) =ln(10)mφ(m). Likewise, one can define the logarithmic slopes of the IMF: β(m) dlogξ Scalo (1986): #(M) ~ M M > 10 M τ MS dlogm 1. Measure the apparent magnitudes of all stars down to some luminosity limit in 2. Convert to absolute magnitudes and derive a luminosity function for the stars. Note that distance errors and dust extinction can make this step uncertain. 4. Correct the mass function for any processes that may have changed the true mass function. These include (but are likely not restricted to): stellar deaths, depending on the age of the population; ongoing star formation; dynamical processes (e.g., some stars getting ejected from clusters); unresolved binaries. for τ MS < t φ 0 = φ(m) forτ MS > t M M < M < 10 M anãsmarrões (<0.08M solar ) φ(m) = o número de estrelas de massa M que nascem M quando 0.2 M há < formação M < 1 M estelar: dn estrelas = φ(m) dm; Chabrier (2003): $(M) ~ M M > 1 M (Salpeter) Tendênciageral: φ(m)'~'m 2α '' Sunday, January 30, 2011 exp{-[log (M/0.2 M )] 2 /0.6} M < 1 M Simpson+08:arXiv:
25 consider the logarithmic mass function: IngredientesdemodelosSSP b(m) dlogφ β(m) IngredientesbásicosparaaconstruçãodemodelosSSP: dlogξ dlogm = b 1 Measuring Bibliotecaestelar the IMF: Isocrônas some (relatively local) volume. FunçãoinicialdeMassa(IMF) 3. Use the relation between stellar mass and stellar lifetime to convert the lumi- observaçõesdos nosity function to a mass function. aglomerados estelaresgalác6cos The intrinsic function φ indicamqueφ(m)é 0 is then: t φ 0 = φ(m) dadapor: Salpeter (1955): #(M) ~ M α=2.35 ξ(m) =ln(10)mφ(m). Likewise, one can define the logarithmic slopes of the IMF: b(m) dlogφ dlogm β(m) dlogξ 1. Measure the apparent magnitudes of all stars down to some luminosity limit in 2. Convert to absolute magnitudes and derive a luminosity function for the stars. Note that distance errors and dust extinction can make this step uncertain. 4. Correct the mass function for any processes that may have changed the true mass function. These include (but are likely not restricted to): stellar deaths, depending on the age of the population; ongoing star formation; dynamical processes (e.g., some stars getting ejected from clusters); unresolved binaries. τ MS for τ MS < t φ 0 = φ(m) forτ MS > t Scalo (1986): #(M) ~ M M > 10 M M M < M < 10 M M M < M < 1 M Chabrier (2003): $(M) ~ M M > 1 M (Salpeter) exp{-[log (M/0.2 M )] 2 /0.6} M < 1 M Tendênciageral: φ(m)'~'m 2α '' Sunday, January 30, 2011 van Dokkum & Conroy 2010 Sunday, January 30, 2011
26 consider the logarithmic mass function: IngredientesdemodelosSSP b(m) dlogφ β(m) IngredientesbásicosparaaconstruçãodemodelosSSP: dlogξ dlogm = b 1 Measuring Bibliotecaestelar the IMF: Isocrônas some (relatively local) volume. FunçãoinicialdeMassa(IMF) 3. Use the relation between stellar mass and stellar lifetime to convert the lumi- observaçõesdos nosity function to a mass function. aglomerados estelaresgalác6cos The intrinsic function φ indicamqueφ(m)é 0 is then: t φ 0 = φ(m) dadapor: Salpeter (1955): #(M) ~ M ξ(m) =ln(10)mφ(m). Likewise, one can define the logarithmic slopes of the IMF: b(m) dlogφ dlogm β(m) dlogξ 1. Measure the apparent magnitudes of all stars down to some luminosity limit in 2. Convert to absolute magnitudes and derive a luminosity function for the stars. Note that distance errors and dust extinction can make this step uncertain. 4. Correct the mass function for any processes that may have changed the true mass function. These include (but are likely not restricted to): stellar deaths, depending on the age of the population; ongoing star formation; dynamical processes (e.g., some stars getting ejected from clusters); unresolved binaries. τ MS for τ MS < t φ 0 = φ(m) forτ MS > t Scalo (1986): #(M) ~ M M > 10 M M M < M < 10 M M M < M < 1 M Chabrier (2003): $(M) ~ M M > 1 M (Salpeter) exp{-[log (M/0.2 M )] 2 /0.6} M < 1 M hjp:// Sunday, January 30, 2011
27 ModelosSSP ConstruçãodeummodeloSSP:Somadosespectrosestelares correspondendoaospontosdeumaisócronacompesovariável, segundoditadopelaimf. Espectrosindividuales isocróna IMF SalpeterIMF
28 ModelosSSP:empíricosvs.evolu6vos 26posdemodelos: Modelos#empíricos#=usamespectrosreaisdeestrelasindividuais Starlight (Fernandes+05) Modelos#evolu?vos#=partemdecondiçõesiniciaiseusam modelosparadescreveraevoluçãodapopulaçãoestelar
29 Taxa de formação estelar (SFR, star formation ratio), Ψ convertida em estrelas em função do tempo. A Fig. 17 função; Evoluçãodapopulaçãoestelar Aevolucãodapopulaçãoestelardasgaláxiaséoresultado combinadodediversosfatores: Taxadeformaçãoestelar(SFR) 4 Sa 3 formaçãoestelarconstante? surto? Decaimentoexponencial,e`t/τ? (ex.starburst99=pacoteparaconstruir modelosespectrofotométricosdestar` forminggalaxies) Ψ(t) = quantidade de massa convertida em estrelas em função de tempo. Taxa de formação estelar (SFR) Afunção de massa inicial (IMF, initial mass function), ξ que nascem quando há formação estelar, isto é, dn estrelas Oenriquecimentoquímico do material galáctico, Z(t), qu do tempo; Evolução estelar, que nos dá aevolução da temperatura L(M,Z,t), de uma estrela de massa m emetalicidadez (ou no diagrama HR ao longo de sua vida). A Fig. 174 mostra Sequência Principal Sb E/S0 Sc Sd Sc + surto Figura 17 estelar (un morfológico de formaçã mente de f gianti et al Idade [10 9 anos] Poggian6etal.(1999)
30 Evoluçãodapopulaçãoestelar Aevolucãodapopulaçãoestelardasgaláxiaséoresultado combinadodediversosfatores: Taxadeformaçãoestelar(SFR) Afunçãodemassainicial(IMF)
31 Evoluçãodapopulaçãoestelar Aevolucãodapopulaçãoestelardasgaláxiaséoresultado combinadodediversosfatores: Taxadeformaçãoestelar(SFR) Afunçãodemassainicial(IMF) enriquecimentoquímicodomaterialgalác6co: Z(t)=evoluçãodametalicidade
32 Evoluçãodapopulaçãoestelar Aevolucãodapopulaçãoestelardasgaláxiaséoresultado combinadodediversosfatores: Taxadeformaçãoestelar(SFR) Afunçãodemassainicial(IMF) enriquecimentoquímicodomaterialgalác6co: Evoluçãoestelar=trajetóriaevolu6va(teórica)deumaestrela EvoluçãodeumaestrelademassaMemetalicidadeZem: T ef (M,Z,t) temperaturaefe6va L(M,Z,t) luminosidade Entreastrajetóriasmaisutlizadas: Padovastellartracks# Genevastellartracks# caminhoqueuma estrelapercorreno diagramahraolongo desuavida
33 SíntesesEvolu6vadePopulaçõesEstelares BeatriceTinsleyedepoisGustavo Bruzualforamospionerosem desenvolveroanalisedesíntese evolu6vaquefazum forward dosed Umaevoluçãonotempodos espectros Beatrice Tinsley Gustavo Bruzual (UNAM)
34 SíntesesEvolu6vade PopulaçõesEstelares Osmodelosmais usadossão: ` Modelode surto único (single starburst)de formaçãoestelar
35 SíntesesEvolu6vade PopulaçõesEstelares Osmodelosmais usadossão: ` Modelode surto único (single starburst)de formaçãoestelar ` Modelode formaçãoestelar exponencialmente decrescente
36 Espectrosintegradosdegaláxias Quépodemdizer sobreascores? An Elliptical Galaxy Spectra A galaxy spectrum is the sum of many stellar spectra. If there are few blue stars the overall shape will look red: I FEW *s MANY *s COMPOSITE GALAXY SPECTRUM Blue Red Sunday, January 23, 2011
37 Tópicos(ParteI) 1. Revisão:FormaçãoeEvoluçãoEstelar 2. IntroduçãoaExtragalác6ca 3. PropriedadesGeraisdasGaláxias 3.2.PopulaçõesEstelares Espectrosestelares síntesedepopulaçõesestelares DistribuiçãoBi`modaldecor 3.3.FunçãodeLuminosidade 4. PropriedadesGeraisdasGaláxiasElíp6cas 5. PropriedadesGeraisdasGaláxiasEspirais
38 Espectrosintegradosdegaláxias Asgaláxiaselíp6castêmum espectrodominadopor estrelasvermelhas(debaixa massa)enquantoasgaláxias espiraistêmoespectro dominadoporestrelas maisnovas. ` Azul=jovem ` Vermelha=velha Assimde simples? Não Sunday, January 23, 2011
39 Limitesdevidoa: idade/ex6nção:avermelhamentoporpoeiraoumaioridade? LimitesdosModelos
40 Limitesdevidoa: idade/ex6nção idadeemetalicidade paraumamassaeidade específica,umaestrelade metalicidademenoré maisazul(e.g.,#line# blanke?ng) LimitesdosModelos Éfácildis6nguirentrepopulaçõesquandosóumdos parámetrosmuda(metalicidadeouidade)
41 Limitesdevidoa: idade/ex6nção LimitesdosModelos idadeemetalicidade paraumamassaeidade específica,umaestrelade metalicidademenoré maisazul(e.g.,#line# blanke?ng) efeitossimilaresnosed Requerindicadores independentes(e.g., metalicidade,razãode linhasdeemissão) Édiucildis6nguirquandotemosqueconsiderar efeitosdeidadeemetalicidade
42 Limitesdevidoa: idade/ex6nção idadeemetalicidade RazõesM/L: LimitesdosModelos estrelasdealtamassapossuemumm/lbaixo aluminosidadedestasestrelaspodedominara luminosidadeíntegradagaláxia,semqueamassada somadestasestrelassejarepresenta6vadamassa totaldagaláxia(ex.thermally3pulsa?ng#agb;tp`agb) Senãoconsideramosissoeassumimosquetodaa luminosidadeobservadaédevidoàestrelasnormais(de baixamassa),omodelossobre`es6marãoamassaestelar totaldagaláxia. Issoépar6cularmentecrí6conocasodegaláxiasstarburst (comtp`agbsemrela6vaabundância)
43 Limitesdevidoa: idade/ex6nção idadeemetalicidade RazõesM/L Fasesestelarespoucoconhecidas (combaixarepresentaçãonosespectrosestelares) Bluestragglers LimitesdosModelos Contaminaçãonaslinhasde emissão(balmer)desistemas estelaresnãoresolvidos subes6maçãodasidades estelares Presençadehidrogênioadicional prolongaafusãonuclear(estadia naspéprolongada).fontes? ' intercâmbiodematerialnum sistemabinariooumergerdeste mesmo. Convecção/dragadoleva hidrogênionascamadas externasatéocentrodaestrela
44 Limitesdevidoa: idade/ex6nção idadeemetalicidade RazõesM/L LimitesdosModelos Fasesestelarespoucoconhecidas (combaixarepresentaçãonosespectrosestelares) Bluestragglers EstrelasTP`AGB(fasepulsa6vadasestrelasAGB) contribuem~50%dosmetaiseafetammuitoo espectrointegrado(noivpróximo)depop.estelares de0.1`10gyr Temospoucainformaçãodestafasebibliotecas empíricastemassuasfalhastambém.
45 Bimodalidadesempropriedades integradasdegaláxias Bimodalidadeemcor Distribuiçãobi`modalnascôresde galáxiassdss(z~0) # Redclump Bluecloud Região menospovoada : valhe#verde# # Baldry et al Magnitude em R
46 Bimodalidadesempropriedades integradasdegaláxias Bimodalidadeemcor Distribuiçãobi`modalnascôresde galáxiassdss(z~0) Redclump Bluecloud Região vazía :valhe#verde# Adistribuiçãobimodalseestende atéredshiösmaiores. z ~ Wyderetal.(2007) #
47 Bimodalidadesempropriedades integradasdegaláxias Bimodalidadeemcor Distribuiçãobi`modalnascôresde galáxiassdss(z~0) Redclump Bluecloud Região vazía :valhe#verde# Adistribuiçãobimodalseestende atéredshiösmaiores. SFHvariabastante,maspodemos classificaremtermosgerais: Galáxias a6vas e passivas Evoluçãovermelhasazuis Martin, D. C., et al.
Galáxias. Prof. Miriani G. Pastoriza http://www.if.ufrgs.br/~mgp/
Galáxias Prof. Miriani G. Pastoriza http://www.if.ufrgs.br/~mgp/ Definição de gálaxia As galáxias são gigantescos sistemas formados por bilhões de estrelas e de matéria interestelar. O diâmetro típico
Leia maisUniversidade Federal do Rio Grande do Sul Instituto de Física Departamento de Astronomia. Estrelas. Prof. Tibério B. Vale
Universidade Federal do Rio Grande do Sul Instituto de Física Departamento de Astronomia Estrelas Prof. Tibério B. Vale Propriedades Estrelas são esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de
Leia maisFormação estelar e Estágios finais da evolução estelar
Elementos de Astronomia Formação estelar e Estágios finais da evolução estelar Rogemar A. Riffel Formação estelar - Estrelas se formam dentro de concentrações relativamente densas de gás e poeira interestelar
Leia maisAstor João Schönell Júnior
Astor João Schönell Júnior As galáxias são classificadas morfologicamente (Hubble Sequence): -Espirais -Elípticas -Irregulares - Galáxias SO As galáxias espirais consistem em um disco com braços espirais
Leia maisDepartamento de Astronomia - Universidade Federal do Rio Grande do Sul
Departamento de Astronomia - Universidade Federal do Rio Grande do Sul FIS02010-A - FUNDAMENTOS DE ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA A 3.a PROVA - 2012/1 - Turma C NOME: I.Nas questões de 1 a 20, escolhe a alternativa
Leia maisFundamentos de Astronomia e Astrofísica. Galáxias. Tibério B. Vale. http://astro.if.ufrgs.br/
Fundamentos de Astronomia e Astrofísica Galáxias Tibério B. Vale http://astro.if.ufrgs.br/ A descoberta das galáxias Kant (1755): hipótese dos "universos-ilha": a Via Láctea é apenas uma galáxia a mais
Leia maisAs Cores das Estrelas
1 As Cores das Estrelas Jane Gregorio-Hetem, Eduardo Brescansin de Amôres, Raquel Yumi Shida (IAG-USP) 1.INTRODUÇÃO O que aprenderei nesta atividade? Você aprenderá como os astrônomos calculam a temperatura
Leia maisCURSO AVANÇADO EM ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA OBSERVATÓRIO ASTRONÓMICO DE LISBOA VIDA E MORTE DAS ESTRELAS. Rui Jorge Agostinho MÓDULO CAOAL VME
CURSO AVANÇADO EM ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA DO OBSERVATÓRIO ASTRONÓMICO DE LISBOA VIDA E MORTE DAS ESTRELAS MÓDULO CAOAL VME Rui Jorge Agostinho Outubro de 2013 Conteúdo Objectivos e Estrutura do Curso..............................
Leia maisO Sistema Solar, a Galáxia e o Universo. Prof Miriani G. Pastoriza Dep de Astronomia, IF
O Sistema Solar, a Galáxia e o Universo Prof Miriani G. Pastoriza Dep de Astronomia, IF O Sistema Solar Matéria do Sis. Solar (%) Sol 99.85 Planetas 0.135 Cometas:0.01 Satélites Meteoróides Meio Interplanetario
Leia maisProva final teórica. 5 as Olimpíadas Nacionais de Astronomia. 05 de Junho de 2010 15:00. Duração máxima 120 minutos
5 as Olimpíadas Nacionais de Astronomia Prova final teórica 05 de Junho de 2010 15:00 Duração máxima 120 minutos Nota: Ler atentamente todas as questões. Existe uma tabela com dados no final da prova 1.
Leia maisOficina: As Cores das Estrelas Parte A
Curso de Introdução à Astronomia e Astrofísica - Divisão de Astrofísica/ INPE Oficina: As Cores das Estrelas Parte A I - Cor e Temperatura Ao olharmos o céu estrelado, podemos notar que nem todas as estrelas
Leia maisVentos Estelares. Wagner L. F. Marcolino (Prof. Adjunto OV/UFRJ)
Ventos Estelares Wagner L. F. Marcolino (Prof. Adjunto OV/UFRJ) movimento do ar/gás/fluido Hidrodinâmica Definição de vento estelar: perda contínua* das partes mais externas de uma estrela ou matéria (gás/atmosfera)
Leia mais2. Modelos Espectrofotométricos
2. Modelos Espectrofotométricos 1. Breve revisão da evolução estelar 2. Princípios da síntese evolutiva 3. Modelos de Bruzual & Charlot (2003) 4. Starburst 99 5. Síntese empírica de populações Revisão
Leia maisPopulações. Estelares
Populações Estelares Definição Termo: Walter Baade (1893-1960) 1960) 1944: Telescópio 2.5m, Mt. Wilson: Observação da galáxia de Andrômeda (M 31) Duas populações estelares Definição População I: braços
Leia mais7 as Olimpíadas Nacionais de Astronomia
7 as Olimpíadas Nacionais de Astronomia Prova Teórica Final 25 de Maio de 2012 10:00 (Açores) Duração máxima 120 minutos Nota: Ler atentamente todas as questões. Existe uma tabela com dados no final da
Leia maisEvolução Estelar e A Via-Láctea
Introdução à Astronomia Evolução Estelar e A Via-Láctea Rogério Riffel http://astro.if.ufrgs.br Formação estelar - Estrelas se formam dentro de concentrações relativamente densas de gás e poeira interestelar
Leia maisEXOPLANETAS EIXO PRINCIPAL
EXOPLANETAS Antes mesmo de eles serem detectados, poucos astrônomos duvidavam da existência de outros sistemas planetários além do Solar. Mas como detectar planetas fora do Sistema Solar? Às suas grandes
Leia maisA Via Láctea Curso de Extensão Universitária Astronomia: Uma Visão Geral 12 a 17 de janeiro de 2004 Histórico Sec. XVII Galileu: descobriu que a Via-Láctea consistia de uma coleção de estrelas. Sec. XVIII/XIX
Leia maisCapítulo 8. ESTRELAS : Distâncias e Magnitudes
Observatórios Virtuais Fundamentos de Astronomia Cap. 8 (Gregorio-Hetem & Jatenco-Pereira Capítulo 8 ESTRELAS : Distâncias e Magnitudes Tendo estudado de que forma as estrelas emitem sua radiação, e em
Leia maisDeterminação de Massas e Raios Estelares
Determinação de Massas e Raios Estelares 1 Introdução A massa de uma estrela é a sua característica mais importante. Conhecendo-se a massa inicial e a composição química inicial de uma estrela, devemos
Leia maisDescobertas do electromagnetismo e a comunicação
Descobertas do electromagnetismo e a comunicação Porque é importante comunicar? - Desde o «início dos tempos» que o progresso e o bem estar das sociedades depende da sua capacidade de comunicar e aceder
Leia maisAula 1 Professor Waterloo Pereira Filho Docentes orientados: Daniela Barbieri Felipe Correa
Princípios Físicos do Sensoriamento Remoto Aula 1 Professor Waterloo Pereira Filho Docentes orientados: Daniela Barbieri Felipe Correa O que é Sensoriamento Remoto? Utilização conjunta de sensores, equipamentos
Leia mais5 as Olimpíadas Nacionais de Astronomia
5 as Olimpíadas Nacionais de Astronomia Prova da eliminatória regional 14 de Abril de 2009 15:00 Duração máxima 120 minutos Nota: Ler atentamente todas as questões. Existe uma tabela com dados no final
Leia mais5 as Olimpíadas Nacionais de Astronomia
5 as Olimpíadas Nacionais de Astronomia Prova da eliminatória regional 14 de Abril de 2010 15:00 Duração máxima 120 minutos Nota: Ler atentamente todas as questões. Existe uma tabela com dados no final
Leia maisE por mais que o homem se torne importante, ele não é nada comparado às estrelas [Caroline Herschel] Paulo Roberto -
E por mais que o homem se torne importante, ele não é nada comparado às estrelas [Caroline Herschel] Paulo Roberto - www.laboratoriodopaulo.blogspot.com As constelações Ao longo da história, a humanidade
Leia maisAlex C. Carciofi. Aula 7. Estrelas: massa, raio, temperatura O Diagrama HR
Alex C. Carciofi Aula 7 Estrelas: massa, raio, temperatura O Diagrama HR O Sol e outras estrelas Propriedades Fundamentais de uma Estrela - Luminosidade - Massa - Raio - Temperatura - Composição química
Leia maisObservatórios Virtuais Fundamentos de Astronomia Cap. 13 (C. Oliveira & V. Jatenco-Pereira) Capítulo 13 ESTRELAS VARIÁVEIS
145 Capítulo 13 ESTRELAS VARIÁVEIS Nós dedicaremos esse capítulo ao estudo das estrelas variáveis, estrelas tais que sua luminosidade varia com o tempo por meio de uma relação bem definida, e que se situam
Leia maisENSINO FUNDAMENTAL - CIÊNCIAS 9ºANO- UNIDADE 3 - CAPÍTULO 1
ENSINO FUNDAMENTAL - CIÊNCIAS 9ºANO- UNIDADE 3 - CAPÍTULO 1 questão 01. O que é Astrofísica? questão 02. O que são constelações? questão 03. Como era o calendário Lunar? questão 04. Qual era diferença
Leia maisAS LEIS DO MOVIMENTO. O Conceito de Força
AS LEIS DO MOVIMENTO Até agora, só falamos de cinemática, isto é, só descrevemos os movimentos. Agora vamos dar uma olhada nas causas destes movimentos => dinâmica O Conceito de Força Agente externo capaz
Leia maisUma estrela-bebê de 10 mil anos
1 Uma estrela-bebê de 10 mil anos Jane Gregorio-Hetem (IAG/USP) Email: jane@astro.iag.usp.br A versão original deste texto foi divulgada no CD-ROM da 48ª Reunião Anual da SBPC, na qual a conferência Estrelas
Leia maisCœlum Australe. Jornal Pessoal de Astronomia, Física e Matemática - Produzido por Irineu Gomes Varella
Cœlum Australe Jornal Pessoal de Astronomia, Física e Matemática - Produzido por Irineu Gomes Varella Criado em 1995 Retomado em Junho de 2012 Ano IV Nº 031 - Abril de 2013 O SISTEMA ALPHA CENTAURI A,B,Bb
Leia maisAstronomia Galáctica Semestre:
Astronomia Galáctica Semestre: 2016.1 Sergio Scarano Jr 08/09/2016 Função de massa inicial (IMF) Formação estelar é um processo caótico que acontece em ambientes onde densidades e temperaturas que variam
Leia maisTema Central: Teoria Ondulatória
ÁREA: CIÊNCIAS DA NATUREZA, MATEMÁTICA E SUAS TECNOLOGIAS Tema Central: Teoria Ondulatória SUMÁRIO 1 Ondas Sonoras 1.1 Transmissão do Som 1.2 Aplicações de ondas sonoras 2. Solução de Situações Problemas
Leia maisDesenho Técnico. Desenho Projetivo e Perspectiva Isométrica
Desenho Técnico Assunto: Aula 3 - Desenho Projetivo e Perspectiva Isométrica Professor: Emerson Gonçalves Coelho Aluno(A): Data: / / Turma: Desenho Projetivo e Perspectiva Isométrica Quando olhamos para
Leia mais1 Problemas de transmissão
1 Problemas de transmissão O sinal recebido pelo receptor pode diferir do sinal transmitido. No caso analógico há degradação da qualidade do sinal. No caso digital ocorrem erros de bit. Essas diferenças
Leia maisInstituto de Educação Infantil e Juvenil Outono, 2015. Londrina, Nome: Ano: Tempo Início: Término: Total: ALBERT EINSTEIN
Instituto de Educação Infantil e Juvenil Outono, 2015. Londrina, Nome: de Ano: Tempo Início: Término: Total: Edição 4 MMXV grupo B ALBERT EINSTEIN Imagens de supernova podem ajudar a testar teoria de Einstein
Leia maisA S T R O F Í S I C A. E X T R A G A L Á C T I C A 2004 Eventos de Raios Gama
A S T R O F Í S I C A E X T R A G A L Á C T I C A 2004 Eventos de Raios Gama Gamma-ray Bursts Um dos primeiros eventos em raios gama detectado pelo satélite militar Vela, que foi lançado para monitorar
Leia maisA Origem do Universo
A Origem do Universo Cosmologia wikipedia: Cosmologia (do grego κοσμολογία, κόσμος="cosmos"/"ordem"/"mundo" + -λογία="discurso"/"estudo") é o ramo da astronomia que estuda a origem, estrutura e evolução
Leia mais! "8'*-6! 2/#2/'%$-$%6! $%! 2#28&-AC%6! %6*%&-/%6! (B#! /%6#&>'$-6! %6*B#!
Astrofísica Extragaláctica Aula #7 Seminário 1 Seminários: Populações Estelares Conroy et al. 2013 (http://arxiv.org/pdf/1301.7095v1.pdf) Buat et al. 2014 (http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arxiv:1310.7712)
Leia maisÇÃO À ASTRONOMIA (AGA-210) Notas de aula INTRODUÇÃ. Estrelas: do nascimento à Seqüê. üência Principal. Enos Picazzio IAGUSP, Maio/2006
INTRODUÇÃ ÇÃO À ASTRONOMIA (AGA-210) Notas de aula Estrelas: do nascimento à Seqüê üência Principal Enos Picazzio IAGUSP, Maio/2006 De que são formadas as estrelas? Átomo: elemento básico b da matéria
Leia maisQuando você receber a nova edição do Caderno do Aluno, veja o que mudou e analise as diferenças, para estar sempre bem preparado para suas aulas.
Caro Professor, Em 009 os Cadernos do Aluno foram editados e distribuídos a todos os estudantes da rede estadual de ensino. Eles serviram de apoio ao trabalho dos professores ao longo de todo o ano e foram
Leia maisComunicação da informação a curta distância. FQA Unidade 2 - FÍSICA
Comunicação da informação a curta distância FQA Unidade 2 - FÍSICA Meios de comunicação É possível imaginar como seria o nosso mundo sem os meios de comunicação de que dispomos? Os * * * * Aparelhos de
Leia mais4 as Olimpíadas Nacionais de Astronomia Prova da eliminatória regional 15 de Abril de :00
4 as Olimpíadas Nacionais de Astronomia Prova da eliminatória regional 15 de Abril de 2009 15:00 Duração máxima 120 minutos Nota: Ler atentamente todas as questões. Existe uma tabela com dados no final
Leia maisQual o nosso lugar no Universo?
Qual o nosso lugar no Universo? Acredita-se que no Universo existam cerca de 100 000 milhões de galáxias. As galáxias são enormes grupos de estrelas, gás e poeira. Nem todas são iguais e diferenciam-se
Leia maisRedshift e Lei de Hubble Eduardo Brescansin de Amôres, Isabel Guerra Aleman (IAG-USP)
1 Redshift e Lei de Hubble Eduardo Brescansin de Amôres, Isabel Guerra Aleman (IAG-USP) Redshift O "redshift" - em português "desvio para o vermelho" - é uma medida da velocidade relativa a nós de um objeto.
Leia maisUniversidade da Madeira Estudo do Meio Físico-Natural I Astronomia Problemas propostos
Universidade da Madeira Estudo do Meio Físico-Natural I Astronomia Problemas propostos J. L. G. Sobrinho 1,2 1 Centro de Ciências Exactas e da Engenharia, Universidade da Madeira 2 Grupo de Astronomia
Leia maisCor e frequência. Frequência ( ) Comprimento de onda ( )
Aula Óptica Luz visível A luz que percebemos tem como característica sua freqüência que vai da faixa de 4.10 14 Hz ( vermelho) até 8.10 14 Hz (violeta). Esta faixa é a de maior emissão do Sol, por isso
Leia maiswww.educandusweb.com.br
Sistema Terra-Lua-Sol Índice 1. Introdução... 3 2. Simulador... 3 2.1 Painel Principal... 3 O que ocorreu com dimensões e distâncias dos corpos estudados?... 5 2.2 Visualização - Wireframe/Texturizada...
Leia maisC5. Formação e evolução estelar
AST434: C5-1/68 AST434: Planetas e Estrelas C5. Formação e evolução estelar Mário João P. F. G. Monteiro Mestrado em Desenvolvimento Curricular pela Astronomia Mestrado em Física e Química em Contexto
Leia maisThales Cerqueira Mendes
UNIVERSIDADE FEDERAL DO VALE DO SÃO FRANCISCO - UNIVASF PRÓ-REITORIA DE PESQUISA, PÓS-GRADUAÇÃO E INOVAÇÃO MESTRADO NACIONAL PROFISSIONAL EM ENSINO DE FÍSICA Thales Cerqueira Mendes CLASSIFICAÇÃO, CARACTERÍSTICAS,
Leia maisgrandeza do número de elétrons de condução que atravessam uma seção transversal do fio em segundos na forma, qual o valor de?
Física 01. Um fio metálico e cilíndrico é percorrido por uma corrente elétrica constante de. Considere o módulo da carga do elétron igual a. Expressando a ordem de grandeza do número de elétrons de condução
Leia maisA S T R O F Í S I C A. E X T R A G A L Á C T I C A 2004 Galáxias Propriedades Gerais
A S T R O F Í S I C A E X T R A G A L Á C T I C A 2004 Galáxias Propriedades Gerais A natureza das galáxias No princípio o estudo limitou-se a compilação de catálogos de nebulosas, que não discriminavam
Leia maisUNIDADE VI ASTROFÍSICA GALÁCTICA E EXTRAGALÁCTICA
UNIDADE VI ASTROFÍSICA GALÁCTICA E EXTRAGALÁCTICA AULA 26 A VIA LÁCTEA OBJETIVOS: Ao final desta aula, o aluno deverá: conhecer a constituição e a estrutura da Via Láctea; ter noções sobre a extinção interestelar
Leia maisBiologia. Objetivo do aprendizado - reconheça os fatores de incerteza nas equações Drake
Biologia Questão 1: C6 A direção do Exoplaneta - Para quais dos fatores abaixo está a Equação de Drake em cima do que nós atualmente temos observado pelo conhecimento bem mais que uma somente especulação
Leia maisDepartamento de Astronomia - Instituto de Física Universidade Federal do Rio Grande do Sul
Departamento de Astronomia - Instituto de Física Universidade Federal do Rio Grande do Sul FIS2001 - FUNDAMENTOS DE ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA 2.a PROVA 2008/1 TURMA:A Prof.a Maria de Fátima O. Saraiva NOME:
Leia maisDEFIJI Semestre2014-1 10:07:19 1 INTRODUÇÃO
1 DEFIJI Semestre2014-1 Ótica Lentes Esféricos Prof. Robinson 10:07:19 1 O ÍNDICE DE REFRAÇÃO INTRODUÇÃO Quando a luz passa de um meio para outro, sua velocidade aumenta ou diminui devido as diferenças
Leia maisMétodos Modernos de Análise de Dados Astronômicos - I
de Análise de Dados Astronômicos - I 1 1 Coordenadoria de Astronomia e Astrofísica Observatório Nacional - MCT Escola de Inverno 2011 - Astronomia O que é "análise de dados"? O que é "observar" em astronomia?
Leia maisMATERIAIS SEMICONDUTORES. Prof.: Sheila Santisi Travessa
MATERIAIS SEMICONDUTORES Prof.: Sheila Santisi Travessa Introdução De acordo com sua facilidade de conduzir energia os materiais são classificados em: Condutores Semicondutores Isolantes Introdução A corrente
Leia maisO AGLOMERADO ABERTO DAS PLÊIADES
O AGLOMERADO ABERTO DAS PLÊIADES G. Iafrate (a), M. Ramella (a) and P. Padovani (b) (a) INAF - Astronomical Observatory of Trieste (b) ESO - European Southern Observatory 1 Introdução Aglomerados estelares
Leia maisAstronomia Extragaláctica
Astronomia Extragaláctica Domingos Barbosa Grupo de RadioAstronomia Enabling Sciences & Suporting Technologies IT Aveiro 4ª. EAG 2008 1 - Dos objectos: da nossa galáxia á vizinhança 2- Da matéria: dinâmica
Leia maisSuper Boia Eletronica
Super Boia Eletronica funcionamento, ajuste e operação Manual Técnico www.bombac.com.br Industria Brasileira Super Boia Eletronica As vantagens DURABILIDADE: A Super Boia Eletronica funciona com contatos
Leia maisDesenhando perspectiva isométrica
Desenhando perspectiva isométrica A UU L AL A Quando olhamos para um objeto, temos a sensação de profundidade e relevo. As partes que estão mais próximas de nós parecem maiores e as partes mais distantes
Leia maisENSINANDO FÍSICA POR MEIO DE IMAGENS ASTRONÔMICAS André de Castro Milone (Divisão de Astrofísica, INPE) email: acmilone@das.inpe.
1 ENSINANDO FÍSICA POR MEIO DE IMAGENS ASTRONÔMICAS André de Castro Milone (Divisão de Astrofísica, INPE) email: acmilone@das.inpe.br RESUMO O uso de recursos multimídia tem sido uma das alavancas motivadoras
Leia maisSumário. Prefácio... xi. Prólogo A Física tira você do sério?... 1. Lei da Ação e Reação... 13
Sumário Prefácio................................................................. xi Prólogo A Física tira você do sério?........................................... 1 1 Lei da Ação e Reação..................................................
Leia maisREVISÃO DE CONCEITOS DE EVOLUÇÃO ESTELAR AGA0299
REVISÃO DE CONCEITOS DE EVOLUÇÃO ESTELAR AGA0299 DEFINIÇÕES Fluxo e Luminosidade Distâncias no céu Magnitudes ( é o fluxo de referência (zero-point) para um dado filtro fotométrico) Módulo de distância
Leia maisTÓPICOS ESPECIAIS EM FÍSICA - ASTRONOMIA
TÓPICOS ESPECIAIS EM FÍSICA - ASTRONOMIA DADOS DO DOCENTE: Prof. Dr. Sandro Barboza Rembold EMENTA: LATO/DCET/UESC sbrembold@uesc.br Noções de astronomia esférica, gravitação newtoniana, cosmologia newtoniana,
Leia maisDetecção de mudanças em imagens oriundas de sensoriamento remoto, usando conjuntos fuzzy.
Detecção de mudanças em imagens oriundas de sensoriamento remoto, usando conjuntos fuzzy. Marcelo Musci Baseado no artigo: Change detection assessment using fuzzy sets and remotely sensed data: an application
Leia maisNOTAS DE AULAS DE FÍSICA MODERNA
NOTAS DE AULAS DE FÍSICA MODERNA Prof. Carlos R. A. Lima CAPÍTULO 5 PROPRIEDADES ONDULATÓRIAS DA MATÉRIA Primeira Edição junho de 2005 CAPÍTULO 5 PROPRIEDADES ONDULATÓRIAS DA MATÉRIA ÍNDICE 5.1- Postulados
Leia mais3. Duas esferas A e B de massas m A = 5 g e m B =
Curso de pós graduação em Astrofísica Prova de admissão 1. O menor ângulo sob o qual o olho humano consegue visualizar dois pontos é da ordem de 1 (um minuto de arco). Esse ângulo recebe o nome de ângulo
Leia maisCIÊNCIAS PROVA 2º BIMESTRE 6º ANO PROJETO CIENTISTAS DO AMANHÃ
PREFEITURA DA CIDADE DO RIO DE JANEIRO SECRETARIA MUNICIPAL DE EDUCAÇÃO SUBSECRETARIA DE ENSINO COORDENADORIA DE EDUCAÇÃO CIÊNCIAS PROVA 2º BIMESTRE 6º ANO PROJETO CIENTISTAS DO AMANHÃ Prova elaborada
Leia maisO tamanho, idade e conteúdo do Universo.
O tamanho, idade e conteúdo do Universo. Sumário Nosso endereço cósmico Distâncias e tamanhos no universo: Sistema Solar Estrelas Galáxias Aglomerados de Galáxias Universo Tamanho e idade do Universo Conteúdo
Leia maisArco-Íris, Miragens e
, e Jorge C. Romão Instituto Superior Técnico, Departamento de Física & CFTP A. Rovisco Pais 1, 1049-001 Lisboa, Portugal 5 de Dezembro de 2014 Arco Íris Jorge C. Romão Slides EO 2 Espectro Electromagnético
Leia maisUNIVERSIDADE CATÓLICA DE GOIÁS. DEPARTAMENTO DE MATEMÁTICA E FÍSICA Disciplina: FÍSICA GERAL E EXPERIMENTAL I (MAF 2201) Prof.
01 UNIVERSIDADE CATÓLICA DE GOIÁS DEPARTAMENTO DE MATEMÁTICA E FÍSICA Disciplina: FÍSICA GERAL E EXPERIMENTAL I (MAF 2201) Prof. EDSON VAZ NOTA DE AULA III (Capítulo 7 e 8) CAPÍTULO 7 ENERGIA CINÉTICA
Leia maisUser Guide Manual de Utilizador
2400 DPI OPTICAL GAMING MOUSE User Guide Manual de Utilizador 2014 1Life Simplify it All rights reserved. www.1-life.eu 2 2400 DPI OPTICAL GAMING MOUSE ENGLISH USER GUIDE...4 MANUAL DE UTILIZADOR PORTUGUÊS...18
Leia maisSPMSAT - APLICATIVO PARA ESTUDOS DE SISTEMAS PRECIPITANTES DE MESOESCALA UTILIZANDO IMAGENS DE SATÉLITE
SPMSAT - APLICATIVO PARA ESTUDOS DE SISTEMAS PRECIPITANTES DE MESOESCALA UTILIZANDO IMAGENS DE SATÉLITE ANATOLI STAROSTIN PAULO ROBERTO PELUFO FOSTER 1 ROSELI GUETHS GOMES 1 VLADAIR MORALES DE OLIVEIRA
Leia maisMatemática Financeira II
Módulo 3 Unidade 28 Matemática Financeira II Para início de conversa... Notícias como essas são encontradas em jornais com bastante frequência atualmente. Essas situações de aumentos e outras como financiamentos
Leia maisRaios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção. Carla Bonifazi Instituto de Física - UFRJ
Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção Carla Bonifazi Instituto de Física - UFRJ Aula 17/07 X Escola do CBPF - 2015 Conteúdo do Curso Introdução: historia e primeiros detectores Medições diretas
Leia maisAstrofísica Extragaláctica Aula #3. Karín Menéndez-Delmestre Observatório do Valongo
Astrofísica Extragaláctica Aula #3 Karín Menéndez-Delmestre Observatório do Valongo Calendário de apresentações Data Alun@s Ar,gos 4- abril Sorteio [PG+Grad1] + Grad2 Review: Conroy (2013) Outro: Buat
Leia maisBiofísica 1. Ondas Eletromagnéticas
Biofísica 1 Ondas Eletromagnéticas Ondas Ondas são o modo pelo qual uma perturbação, seja som, luz ou radiações se propagam. Em outras palavras a propagação é a forma na qual a energia é transportada.
Leia maisEXPERIMENTO N o 6 LENTES CONVERGENTES INTRODUÇÃO
EXPERIMENTO N o 6 LENTES CONVERGENTES INTRODUÇÃO Ao incidir em uma lente convergente, um feixe paralelo de luz, depois de passar pela lente, é concentrado em um ponto denominado foco (representado por
Leia maisEstrelas de Quarks e de Nêutrons. Características e Assinaturas
Estrelas de Quarks e de Nêutrons Características e Assinaturas LEONARDO TAYNÔ TOSET TO SOETHE GRUPO DE ALTA S E MÉDIAS ENERGIAS UFPEL - 26/06/2015 Sumário Introdução Metodologia Alguns Resultados para
Leia maisCARACTERÍSTICAS DE RADAR DA EVOLUÇÃO DO SISTEMA CONVECTIVO DE MESOESCALA. PARTE I: DESCRIÇÃO GERAL DA EVOLUÇÃO DO CAMPO DO ECO DE RADAR.
CARACTERÍSTICAS DE RADAR DA EVOLUÇÃO DO SISTEMA CONVECTIVO DE MESOESCALA. PARTE I: DESCRIÇÃO GERAL DA EVOLUÇÃO DO CAMPO DO ECO DE RADAR. Abstract Anatoli Starostin Universidade Federal de Pelotas, Centro
Leia maisGradientes radiais de idade e metalicidade segundo a síntese de populações: IC5328. Deise A. Rosa Supervisor: André de C.
Gradientes radiais de idade e metalicidade segundo a síntese de populações: IC5328 Deise A. Rosa Supervisor: André de C. Milone INPE 2017 Introdução Processo de formação e evolução. Galáxias Elípticas
Leia maisEstrelas: espetros, luminosidades e massas
Estrelas: espetros, luminosidades e massas J. L. G. Sobrinho 1,2 1 Centro de Ciências Exactas e da Engenharia, Universidade da Madeira 2 Grupo de Astronomia da Universidade da Madeira Resumo Praticamente
Leia maisNovas Descobertas sobre o Sistema Solar
FIS 2009 Explorando o Universo: dos Quarks aos Quasares Novas Descobertas sobre o Sistema Solar Jorge Ricardo Ducati Departamento de Astronomia Universidade Federal do Rio Grande do Sul Planeta Terra:
Leia mais1 O Movimento dos Corpos
1.3-1 1 O Movimento dos Corpos 1.3 Gotas de chuva e pára-quedistas (v'(t) = - g - rv(t)) Em ambos os casos trata-se de objetos que caem de grandes alturas e que são freados pela resistência aerodinâmica.
Leia maisProfessora Bruna FÍSICA B. Aula 18 Os focos principais. Página - 238
FÍSICA B Aula 18 Os focos principais Página - 238 CLASSIFICAÇÃO DAS LENTES ESFÉRICAS As lentes esféricas podem ser classificadas quanto ao tipo de comportamento óptico e quanto à forma. Quanto ao tipo
Leia maisBases Matemáticas. Aula 2 Métodos de Demonstração. Rodrigo Hausen. v. 2013-7-31 1/15
Bases Matemáticas Aula 2 Métodos de Demonstração Rodrigo Hausen v. 2013-7-31 1/15 Como o Conhecimento Matemático é Organizado Definições Definição: um enunciado que descreve o significado de um termo.
Leia maisEstes filtros devem estar na lista de prioridade de suas compras pois eles protegem sua lente contra poeira, umidade e arranhões.
Venda Locação! """ Os filtro podem ser divididos em famílias e sub famílias: Proteção Correção Filmes Coloridos Filmes P & B Efeito: Difusores Contraste Efeitos ópticos Polarizador Cor Cor/Graduados PROTEÇÃO:
Leia maisCapítulo 3 Resumo. Classificação morfológica de Hubble (Figura 3.2): elípticas (E), espirais (S), lenticulares (S0), irregulares (I).
ATENÇÃO: esses resumos visam a auxiliar o estudo de cada capítulo, enfatizando os principais pontos levantados em cada trecho do livro Extragalactic Astronomy and Cosmology: an Introduction, de Peter Schneider.
Leia maisCoerência temporal: Uma característica importante
Coerência temporal: Uma característica importante A coerência temporal de uma fonte de luz é determinada pela sua largura de banda espectral e descreve a forma como os trens de ondas emitidas interfererem
Leia maisO Valor no Tempo de uma Série de Fluxos de Caixa
O Valor no Tempo de uma Série de Fluxos de Caixa Uma aula preparada por Luiz A. Bertolo IMES-FAFICA O Básico Para se calcular o valor de uma série de fluxos de caixa usa-se a mesma matemática que aquela
Leia maisEVOLUÇÃO DE GALÁXIAS ELÍPTICAS EM AMBIENTE DE ALTA DENSIDADE
EVOLUÇÃO DE GALÁXIAS ELÍPTICAS EM AMBIENTE DE ALTA DENSIDADE Tatiana Moura Orientador: Reinaldo Ramos de Carvalho Workshop Divisão de Astrofísica- INPE São José dos Campos Abril/2017 Grupos Compactos de
Leia maisCurso Básico. Mecânica dos Fluidos. Unidade 3
164 Curso Básico de Mecânica dos Fluidos Curso Básico de Mecânica dos Fluidos Unidade 3 Raimundo Ferreira Ignácio 165 Curso Básico de Mecânica dos Fluidos Unidade 3 - Conceitos Básicos para o Estudo dos
Leia maisFSC1057: Introdução à Astrofísica. A Via Láctea. Rogemar A. Riffel
FSC1057: Introdução à Astrofísica A Via Láctea Rogemar A. Riffel Breve histórico Via Láctea: Caminho esbranquiçado como Leite; Galileo (Sec. XVII): multitude de estrelas; Herschel (XVIII): Sistema achatado
Leia maisAPLICAÇÕES DA DERIVADA
Notas de Aula: Aplicações das Derivadas APLICAÇÕES DA DERIVADA Vimos, na seção anterior, que a derivada de uma função pode ser interpretada como o coeficiente angular da reta tangente ao seu gráfico. Nesta,
Leia maisSENSORES REMOTOS. Daniel C. Zanotta 28/03/2015
SENSORES REMOTOS Daniel C. Zanotta 28/03/2015 ESTRUTURA DE UM SATÉLITE Exemplo: Landsat 5 COMPONENTES DE UM SATÉLITE Exemplo: Landsat 5 LANÇAMENTO FOGUETES DE LANÇAMENTO SISTEMA SENSOR TIPOS DE SENSORES
Leia maisEstrutura de Aglomerados de Galáxias
Estrutura de Aglomerados de Galáxias Gastão o B. Lima Neto IAG/USP Nova Física 02/2004 Maiores estruturas no Universo Grande Muro SDSS, 2003 [450 Mpc] Estruturas não relaxadas! Grande Muro CfA, 1988 [250
Leia mais3º Ano do Ensino Médio. Aula nº10 Prof. Daniel Szente
Nome: Ano: º Ano do E.M. Escola: Data: / / 3º Ano do Ensino Médio Aula nº10 Prof. Daniel Szente Assunto: Função exponencial e logarítmica 1. Potenciação e suas propriedades Definição: Potenciação é a operação
Leia maisLENTES E ESPELHOS. O tipo e a posição da imagem de um objeto, formada por um espelho esférico de pequena abertura, é determinada pela equação
LENTES E ESPELHOS INTRODUÇÃO A luz é uma onda eletromagnética e interage com a matéria por meio de seus campos elétrico e magnético. Nessa interação, podem ocorrer alterações na velocidade, na direção
Leia mais