ESTRELAS FORMAÇÃO, VIDA E MORTE JONATHAN T. QUARTUCCIO
|
|
- Juan Tavares Aires
- 6 Há anos
- Visualizações:
Transcrição
1 ESTRELAS FORMAÇÃO, VIDA E MORTE JONATHAN T. QUARTUCCIO
2 Podemos contar cerca de 3000 estrelas a olho nu. Mas esse valor não chega nem perto da quantidade de estrelas em toda a nossa galáxia (algo entre 200 bilhões e 400 bilhões). Mas as estrelas são todas iguais?
3 As estrelas são objetos distintos uns dos outros. Suas propriedades observacionais (massa, luminosidade, raio e temperatura) nos fornecem essas diferenças M Sol < M Estrela < 70M Sol 10 4 L Sol < L Estrela < 10 6 L Sol 10 2 R Sol < R Estrela < 10 3 R Sol 10 3 K < Temperatura da Superfície < 10 5 K
4 Gliese 623 Massa 10 vezes menor que a do Sol mais fraca 25 anos-luz de distância
5 Pistol Star Cerca de 100 a 200 massas Solares. A nebulosa em torno consiste de material ejetado pela estrela anos-luz de distância
6 1911 O dinamarquês Ejnar Hertzsprung fez um gráfico relacionando a luminosidade da estrela com as temperaturas que elas apresentavam O norte-americano Henry Norris Russel faz um gráfico semelhante independente de Hertzsprung, e obtém os mesmos resultados.
7 A maior parte de suas vidas, as estrelas permanecem na sequência principal. Isso quer dizer que essas estrelas estão convertendo hidrogênio em hélio através de reações nucleares. O diagrama H-R nos fornece a relação entre a luminosidade de uma estrela com seu raio e sua temperatura através da relação L~R 2 T 4
8 A Classificação Espectral O Azul e Violeta B Branca e Azul A Branca F Branca e Amarela G Amarela K Laranja M Vermelha e Laranja Intensidades diferentes levaram a criação de subclasses de classificação, enumeradas de 0 a 9. Por exemplo: classe G6.
9
10 Como as estrelas se formam? - No interior de nuvens moleculares densas, gigantes e frias. - A nuvem começa a colapsar devido a sua própria gravidade. - Gravidade mais intensa na região central faz com que as partes internas sejam mais quentes que as externas. - PV = nrt (aumenta T aumenta P). - Duas forças agindo na estrela: pressão interna (expansão) e gravitacional (contração). - Equilíbrio hidrostático.
11
12 Devido a existência de um equilíbrio hidrostático na estrela, podemos estuda-la através de equações envolvendo fluidos (densidade ρ, pressão P, velocidade v, etc.). Se analisarmos uma função, a sua derivada, movendo-se com velocidade v ao longo de um caminho, então fazemos isso através da derivada Lagrangiana (que pode ser aplicada a qualquer estudo envolvendo fluido): D Dt t + v
13 A Equação de continuidade: ρ t + ρ v = 0 Essa equação nos fornece a razão da variação da densidade de massa em um determinado elemento fluindo no gás. Se definirmos o volume específico como V = 1/ρ, teremos: 1 V DV Dt = v
14 A equação do movimento v t + v v + 2ω v = 1 ρ P ω ω r + f Aqui, f representa as forças por unidade de massa. Podemos analisar três maneiras onde temos uma contribuição dessas forças.
15 1 A gravidade g = φ G Onde φ G é o potencial A densidade de massa obedece a Equação de Poisson 2 φ G = 4πG ρ
16 Podemos expressar o termo da força centrífuga através do potencial rotacional φ R = 1 2 (ω r)² 2 φ = 4πG ρ + 2ω²
17 2 A força ocasionada pela presença de um campo magnético B f = 1 8πc B πc (B )B 3 A força ocasionada pelas fricções, ou forças de viscosidade.
18
19 As Estrelas T-Tauri
20 Objetos Herbig-Haro O disco em torno de uma estrela em formação vai sendo atraído em direção à estrela. Isso aumenta a massa da estrela. Mas boa parte desse material que cai na estrela também pode ser lançado para fora dela em forma de jatos. Esses jatos se movem com velocidade de cerca de 300 quilômetros por segundo. Os jatos aquecem a nebulosa em volta da estrela. Chamamos esses jatos de matéria de objetos Herbig-Haro.
21
22 A Sequência Principal - Fase T-Tauri apresenta contração lenta. - Aumento da temperatura na região central. - Após alguns milhões de anos, a temperatura na região central atinge valor na ordem de 10 7 K. - Reações nucleares envolvendo hidrogênio se iniciam.
23 Reações Nucleares - Fissão Nuclear zm A z 1 M A1 + z 2 M A2 - Fusão Nuclear z 1 M A1 + z 2 M A2 zm A
24
25
26 Uma estrela pode se formar a partir de uma região com elementos mais pesados (como carbono, silício, etc.) ou numa região contendo predominantemente hidrogênio. Numa região com mais hidrogênio do que outros elementos, temos o processo cadeia próton-próton. Se temos elementos mais pesados, temos o processo ciclo carbono-nitrogênio.
27
28
29 Permanência na Sequência Principal
30
31 Gigantes e Supergigantes - PV = nrt - Reações próton-próton diminuem o número de partículas na região central das estrelas (logo a pressão diminui). - Força gravitacional mais intensa. - Aumento da luminosidade. - O aumento na liberação de energia empurra o envoltório da estrela para fora. - Núcleo se contrai, atmosfera se expande. Temperatura diminui. - Uma parte residual de hidrogênio (uma concha no núcleo) sofre reações nucleares e a estrela volta a se expandir. - Temperatura interna pode atingir K e a superfície 4000 K (estrela fria). - Cerca de 200 vezes maior que o tamanho original.
32
33 O Núcleo da Gigante Vermelha À medida que o núcleo contrai, a densidade nessa região aumenta. Mas o princípio da exclusão de Pauli, diz que dois elétrons não podem ocupar simultaneamente estados idênticos de energia. Como a densidade é alta, todos os níveis de energia mais baixo já estão ocupados. Então, na região central dessas estrelas os elétrons estão degenerados. Temos a matéria degenerada. Quando ela atinge esse estado, a matéria apresenta peculiaridades: - Níveis mais baixos de energia todos ocupados. - Intensas explosões ocorrem no interior da estrela.
34 O fim da vida dessas estrelas gigantes dependem da massa que elas possuem. - Se M < 0.8M Sol - Contração muito lenta continua - Temperatura central aumenta - Superfície se expande (gigante se torna supergigante) - Expansão contínua ejeta o envoltório da estrela pelo espaço - A estrela se torna uma nebulosa planetária
35 - 0.8M Sol < M < 3M Sol - Núcleo contrai e aquece bastante - Núcleo sólido (hélio tipo metal) - Ao atingir a temperatura central na ordem de 10 8 K, uma nova reação nuclear surge - Reação envolvendo Hélio (Triplo-Alfa) - Violenta explosão no interior da estrela - Núcleo se torna de gás hélio - Nova contração e novamente o processo Triplo-Alfa. - Núcleo de Carbono - Nebulosa Planetária - Destino do Sol
36 - 3M Sol < M < 10M Sol - Formação de núcleo de carbono - Núcleo continua a contrair e aquecer - Temperatura na faixa 10 9 K inicia reações nucleares do carbono - Núcleo sólido de carbono - Explosão do núcleo (flash de carbono) - A estrela pode, então, explodir sem deixar nenhuma estrela residual (Supernova tipo II) - A estrela explode mas deixa uma estrela residual (estrela de nêutrons)
37 - M > 10M Sol - Produção de elementos químicos mais pesados - Se M > 20M Sol
38
39 Estrelas de grande massa podem: - Explodir sem deixar estrelas residuais - Explodir e deixar uma estrela residual (estrela de nêutrons) - Colapsar formando um buraco negro TODO ELEMENTO PESADO QUE EXISTE NO UNIVERSO FORAM FABRICADOS NO INTERIOR DE ALGUMA ESTRELA SUPERGIGANTE. EXISTIMOS PORQUE, EM ALGUM MOMENTO, UMA ESTRELA DA NOSSA VIZINHANÇA EXPLODIU, LANÇANDO O MATERIAL NECESSÁRIO PARA PRODUZIR O SISTEMA SOLAR.
40
41
42 As Estrelas Variáveis - Após deixarem a sequência principal as estrelas se tornam gigantes. - A temperatura começa a variar ao longo do tempo. - Ao cruzar a chamada faixa de instabilidade no diagrama H-R, a estrela muda seu tamanho e luminosidade periodicamente. - Mas como isso ocorre?
43 - Camadas em expansão. - Liberação de energia armazenadas nas camadas. - Essa liberação faz a superfície da estrela se expandir rapidamente (ultrapassando a posição de equilíbrio). - Em determinado momento, a força da gravidade detém a expansão. - A estrela começa a contrair. - Zonas de ionização são comprimidas (absorvem energia). - A pressão interna aumenta. - Nova fase de expansão.
44
45 Estrelas Variáveis Cefeidas - Quando pulsam, mudam seu o seu raio em cerca de 5% a 10%. - Cefeidas tipo I: possuem uma rica composição química - Variam o brilho num período de 1 a 70 dias - Cefeidas tipo II: podem variar o brilho em apenas 5 dias.
46 Estrelas Variáveis RR Lyrae - Variações luminosas em períodos mais curtos do que um dia. - Estrelas gigantes brancas (tipo A) - São mais velhas e tem mais massa que as Cefeidas - Embora variem, não estão na faixa de instabilidade do diagrama H-R
47 Variáveis Mira - São estrelas de longos períodos de variação (80 a 1000 dias) - São estrelas gigantes vermelhas e frias (superfície em torno de 3700 K)
48
49 Variáveis RV-Tauri - São estrelas gigantes de tipo G e K - Seus períodos variam de 40 a 220 dias
50 Estrelas Variáveis Eruptivas - Tipo U Geminorum - Ocorrem rápidas erupções - Aumento de magnitude (5 ordens) em apenas uma noite
51 - Tipo R Coronae Borealis - Pobres em hidrogênio - Ricas em carbono - Brilho diminui
52 Nebulosas Planetárias
53
54
55
56
57 Embora não pareça, a estrela residual não é essa brilhante que aparece na imagem. A estrela residual, que originou essa nebulosa, é a pequena e fraca estrela que aparece logo acima da estrela maior.
58 Limite de Chandrasekhar Se uma estrela central de uma nebulosa planetária tem massa menor do que 1,4 massas solares ela evolui, tornando-se cada vez mais degenerada e finalmente se estabiliza como uma estrela anã branca.
59 Sirius-A e sua companheira anã branca Sirius-B.
60 A Supernova
61 Estrelas supergigantes apresentam um núcleo de ferro e temperaturas elevadas em seu centro. Essas altas temperaturas ocasionam a seguinte reação: Esse é o processe de fotodesintegração. Ele destrói tudo o que a estrela levou a vida toda para construir. Isso ocasiona um colapso na estrela. O núcleo alcança um tamanho de 10 quilômetros e uma densidade da ordem de 200 milhões de toneladas por centímetro cúbico. Ocorre a chamada degeneração de nêutrons.
62 Todo o envoltório da estrela está caindo em direção ao centro. O material externo da estrela irá ricochetear no núcleo endurecido (esse é o processor de bounce). Esse ricochete ocasionará uma onda de choque para fora da estrela. Ocorre a supernova!
63 Uma supernova do tipo I (Nova) ocorre em sistemas binários, onde uma estrela é uma anã branca e a outra é uma gigante vermelha. A anã branca atrai matéria da gigante vermelha, formando um disco de acréscimo. A matéria que vai caindo em direção à anã branca vai aumentando a sua massa. Quando a massa supera o limite de Chandrasekhar, a estrela colapsa.
64
65
66
67
68 Estrelas de Nêutrons
69
70
71
72 SGR é um poderoso Magnetar. Possui o campo magnético mais intenso conhecido na nossa galáxia. Seu campo magnético é cerca de mais intenso que o da Terra.
73
74 Os aglomerados
75
76
77
78 Comparando tamanhos
79
80
81
82
83
84
85 UY Scuti é considerada a maior estrela já descoberta, com um raio de 1708 ± 192 raios solares.
86
87
88
O PROCESSO DE FORMAÇÃO E DESTRUIÇÃO DAS ESTRELAS Instituto de Pesquisas Científicas Jonathan Tejeda Quartuccio
O PROCESSO DE FORMAÇÃO E DESTRUIÇÃO DAS ESTRELAS Instituto de Pesquisas Científicas Jonathan Tejeda Quartuccio Introdução Quando olhamos para um céu limpo, sem lua e sem poluição luminosa, podemos contar
Leia maisEstrelas J O NAT HAN T. QUARTUCCIO I N S T I T U T O D E P E S Q U I S A S C I E N T Í F I C A S A S T R O L A B
Estrelas J O NAT HAN T. QUARTUCCIO I N S T I T U T O D E P E S Q U I S A S C I E N T Í F I C A S A S T R O L A B Em uma noite escura, em um lugar afastado da poluição luminosa, olhamos para o céu e vemos
Leia maisEvolução Estelar. Vimos anteriormente que a formação do sistema solar se dá no momento da formação da própria estrela do sistema:
Evolução Estelar Vimos anteriormente que a formação do sistema solar se dá no momento da formação da própria estrela do sistema: nebulosas gasosas (H e He) comprimidas por turbulências, como explosões
Leia maisOrigem, evolução e morte das estrelas
Origem, evolução e morte das estrelas As estrelas formam-se a partir de nuvens de gás e poeiras, Instabilidades de diversa ordem podem levar ao colapso gravitacional de zonas mais densas... http://www.physics.unc.edu/
Leia maisUniversidade da Madeira. Estrelas. Grupo de Astronomia. Laurindo Sobrinho. 05 janeiro 2015 NASA
Estrelas Laurindo Sobrinho 05 janeiro 2015 NASA 1 Luminosidade e brilho aparente Luminosidade (L) - energia emitida por uma estrela por unidade de tempo. Brilho aparente (b) fluxo de energia por unidade
Leia maisIntrodução à Astrofísica. Lição 25 A Morte das Estrelas
Introdução à Astrofísica Lição 25 A Morte das Estrelas Nós já falamos a respeito da evolução das estrelas com massas próximas a do Sol. Vimos que no fim de suas vidas, essas estrelas formarão as nebulosas
Leia maisTópicos Especiais em Física. Vídeo-aula 5: astrofísica estelar 09/07/2011
Tópicos Especiais em Física Vídeo-aula 5: astrofísica estelar 09/07/2011 Propriedades fundamentais das estrelas Formação estelar Evolução estelar Estágios finais das estrelas Estrelas: o que são? Enormes
Leia maisFSC1057: Introdução à Astrofísica. Estrelas. Rogemar A. Riffel
FSC1057: Introdução à Astrofísica Estrelas Rogemar A. Riffel Propriedades Estrelas são esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de energia é a transformação de elementos através de reações nucleares,
Leia maisMassa: fator determinante para o Fim
Massa: fator determinante para o Fim Vimos que estrelas na SP: L * M * 3,3 L * / L = (M * / M ) 3,3 Tempo de vida da estrela (t * ): depende da E que tem armazenada (massa. c 2 ) e da taxa com que despende
Leia maisEVOLUÇÃO ESTELAR I. Estrelas de baixa massa 0,25 M M 2,5 M. Estrelas de massa intermediária 2,5 M < M 12 M
EVOLUÇÃO ESTELAR I Estrelas de baixa massa 0,25 M M 2,5 M Estrelas de massa intermediária 2,5 M < M 12 M Maior parte da vida das estrelas sequência principal (SP) Característica da fase de sequência principal
Leia maisEstrelas Parte I. Victoria Rodrigues 10/05/14
Estrelas Parte I Victoria Rodrigues victoria_souzarodrigues@hotmail.com 10/05/14 Sumário Parte I O que são? Nascimento estelar; Evolução Parte II Evolução: Estrelas maiores que o Sol; Aglomerados estelares;
Leia maisOrigem, evolução e morte das estrelas
1 Origem, evolução e morte das estrelas (c) da 2012/2014 2 As estrelas formam-se a partir de nuvens de gás e poeiras... http://www.physics.unc.edu/ evans/pub/a31/lecture17-stellar-birth/... em particular
Leia maisFundamentos de Astronomia e Astrofísica. Estrelas. Rogério Riffel.
Fundamentos de Astronomia e Astrofísica Estrelas Rogério Riffel http://astro.if.ufrgs.br Propriedades Estrelas são esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de energia é a transmutação de elementos
Leia maisEvolução Estelar. Profa. Jane Gregorio-Hetem IAG/USP
Evolução Estelar Profa. Jane Gregorio-Hetem IAG/USP Ciclo de vida do Sol colapso colapso colapso nuvem glóbulo protoestrela Sol estável por 10 bilhões de anos anã negra esfriamento anã branca colapso gigante
Leia maisEVOLUÇÃO ESTELAR I. Estrelas de baixa massa 0,25 M M 2,5 M
EVOLUÇÃO ESTELAR I Estrelas de baixa massa 0,25 M M 2,5 M Maior parte da vida das estrelas sequência principal (SP) Característica da fase de sequência principal : 1) Fusão do H transformando-se em He
Leia maisEvidências de formação estelar recente nebulosas de emissão excitadas pela radiação de estrelas jovens e quentes
Evidências de formação estelar recente nebulosas de emissão excitadas pela radiação de estrelas jovens e quentes Formação de estrelas na nossa Galáxia ainda continua existindo Sítios de formação estelar
Leia maisEvolução de Estrelas em Sistemas Binários
Evolução de Estrelas em Sistemas Binários Binárias: novas, novas recorrentes Supernova tipo Ia Nucleossíntese Sandra dos Anjos IAG/USP www.astro.iag.usp.br/~aga210/ Agradecimentos: Prof. Gastão B. Lima
Leia maisEvolução Estelar: Pós-Seqüência Principal
Fundamentos de Astronomia e Astrofísica Evolução Estelar: Pós-Seqüência Principal Tibério B. Vale Veja mais em: http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node14.htm Evolução Final das Estrelas O destino final
Leia maisEvolução Estelar I. Prof. Jorge Meléndez Departamento de Astronomia, IAG/USP. AGA 0205 Elementos de Astronomia 2013-B
Evolução Estelar I Prof. Jorge Meléndez Departamento de Astronomia, IAG/USP AGA 0205 Elementos de Astronomia 2013-B O que é uma estrela? É um corpo gasoso no interior do qual ocorrem reações de fusão nuclear
Leia maisFORMAÇÃO DE ELEMENTOS QUÍMICOS NO UNIVERSO
FORMAÇÃO DE ELEMENTOS QUÍMICOS NO UNIVERSO Eder Cassola Molina Universidade de São Paulo Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas Departamento de Geofísica Elementos Químicos número atômico
Leia maisEstrelas de baixa massa 0,25 M M 2,5 M. Estrelas de massa intermediária 2,5 M < M 12 M
EVOLUÇÃO ESTELAR Estrelas de baixa massa 0,25 M M 2,5 M Estrelas de massa intermediária 2,5 M < M 12 M Maior parte da vida das estrelas sequência principal (SP) Característica da fase de sequência principal
Leia maisEvolução Estelar: Pós-Seqüência Principal
Fundamentos de Astronomia e Astrofísica Evolução Estelar: Pós-Seqüência Principal Rogério Riffel Veja mais em: http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node14.htm Evolução Final das Estrelas O destino final das
Leia maisEstrelas (V) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP
Estrelas variáveis: período-luminosidade Aglomerados abertos e globulares: -- idades, diagrama H-R Binárias: novas, novas recorrentes Supernova tipo Ia Estrelas (V) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira
Leia maisOrigem, evolução e morte das estrelas
Origem, evolução e morte das estrelas Laurindo Sobrinho 24 de novembro de 2012 1 As estrelas formam-se a partir de nuvens de gás e poeiras... 2 ... Em particular no interior de nebulosas escuras. http://www.physics.unc.edu/
Leia maisIntrodução à Astronomia AGA 210 Prova 4 03/11/2016
Introdução à Astronomia AGA 210 Prova 4 03/11/2016 Nome: Identificação USP: I- Meio Interestelar (MIS) 1- O tipo mais complexo de molécula encontrado no MIS e o mais comum, são: (0,5) a) Aminoácido, H
Leia maisEvolução Final das Estrelas
Introdução à Astrofísica Evolução Final das Estrelas Rogemar A. Riffel Destino das estrelas O destino final das estrelas, depois de consumir todo o seu combustível nuclear, depende de duas coisas: 1) Se
Leia maisO Surgimento e Desenvolvimento De Uma Anã Branca
UNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO DE JANEIRO INSTITUTO DE FÍSICA Mestrado Profissional em Ensino de Física Vitor Cossich O Surgimento e Desenvolvimento De Uma Anã Branca IMAGEM: Concepção artística do sistema
Leia maisCurso de Introdução à Astronomia e Astrofísica ESTRELAS AULA 1. Flavio D Amico estas aulas são de autoria de Hugo Vicente Capelato
Curso de Introdução à Astronomia e Astrofísica ESTRELAS AULA 1 Flavio D Amico damico@das.inpe.br estas aulas são de autoria de Hugo Vicente Capelato A Constelação de Orion e as 3 Marias super Betelgeuse:
Leia maisEvolução de Estrelas em Sistemas Binários
Evolução de Estrelas em Sistemas Binários Binárias: novas, novas recorrentes Supernova tipo Ia Nucleossíntese Sandra dos Anjos IAG/USP www.astro.iag.usp.br/~aga210/ Agradecimentos: Prof. Gastão B. Lima
Leia maisSUPERNOVAS E NUCLEOSSÍNTESE
SUPERNOVAS E NUCLEOSSÍNTESE UMA SUPERNOVA ATINGE UM BRILHO DE CERCA DE CERCA DE 10 9-10 10 L POR ALGUMAS HORAS DEPOIS DA EXPLOSÃO Existem dois tipos básicos de supernova : 1. Tipo II 2. Tipo Ia TIPO II
Leia maisO Ciclo de Vida das Estrelas
1 de 5 27/11/2009 04:14 Página Inicial Voltar para Ciências e-mail O Ciclo de Vida das Estrelas J. R. Araújo Ao olharmos o céu durante a noite, vemos belas e pequeninas luminárias ao que chamamos de estrelas.
Leia maisNossa Estrela: O Sol. Adriana Válio Roque da Silva. Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie Universidade Presbiteriana Mackenzie
Nossa Estrela: O Sol Adriana Válio Roque da Silva Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie Universidade Presbiteriana Mackenzie O Sol Parâmetros físicos do sol Estrutura solar Evolução solar
Leia maisAstrofísica Geral. Tema 12: A morte das estrelas
ma 12: A morte das estrelas Outline 1 Evolução e morte estelar 2 Cadáveres estelares 3 Supernovas 4 Bibliografia 2 / 22 Outline 1 Evolução e morte estelar 2 Cadáveres estelares 3 Supernovas 4 Bibliografia
Leia maisIntrodução à Astronomia AGA 210 Prova 3 30/11/2017
Introdução à Astronomia AGA 210 Prova 3 30/11/2017 Nome: Identificação USP: Teoria de Formação do Sistema Solar 1- Dentro da Teoria de Ciência Planetária existe a previsão de que ocorrem processos que
Leia maisESTRELAS ANÃS SUAS ORIGENS
ESTRELAS ANÃS SUAS ORIGENS 1 PALAVRAS CHAVES ANÃS CASTANHAS ANÃS VERMELHAS ANÃS BRANCAS ANÃS PRETAS 2 ESTRELAS ORIGEM As estrelas formam-se no interior de nuvens de gás g s e poeiras por ação a gravitacional
Leia maisSaída da Sequência Principal. Na Sequência Principal ocorre uma lenta transformação de H em He ~ 10 bilhões de ano
Saída da Sequência Principal Na Sequência Principal ocorre uma lenta transformação de H em He ~ 10 bilhões de ano Começa a acabar o H em condições de fazer reações nucleares - Diminui a produção de energia
Leia maisCURSO DE ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA OBSERVATÓRIO ASTRONÓMICO DE LISBOA VIDA E MORTE DAS ESTRELAS MÓDULO: CA VME. Rui Jorge Agostinho.
CURSO DE ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA NO OBSERVATÓRIO ASTRONÓMICO DE LISBOA VIDA E MORTE DAS ESTRELAS MÓDULO: CA VME Rui Jorge Agostinho Outubro de 2017 Conteúdo Este curso destina-se a qualquer pessoa interessada
Leia maisEstrelas (VI) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP
Estrelas variáveis: período-luminosidade Aglomerados abertos e globulares: -- idades, diagrama H-R Binárias: novas, novas recorrentes Supernova tipo Ia Nucleossíntese Estrelas (VI) Gastão B. Lima Neto
Leia maisCapítulo 13 ESTRELAS VARIÁVEIS
Capítulo 13 ESTRELAS VARIÁVEIS Este capítulo é dedicado ao estudo das estrelas variáveis, cuja luminosidade varia com o tempo por meio de uma relação bem definida. Estas estrelas encontram-se em uma região
Leia maisAstrofísica Geral. Tema 12: A morte das estrelas
orte das estrelas Índice 1 Evolução final 2 Morte estelar 3 Cadáveres estelares 4 Supernovas 5 Bibliografia 2 / 29 Índice 1 Evolução final 2 Morte estelar 3 Cadáveres estelares 4 Supernovas 5 Bibliografia
Leia maisA VIA-LÁCTEA PARTE I. a nossa Galáxia
A VIA-LÁCTEA PARTE I a nossa Galáxia Definição: Uma galáxia é um conjunto de matéria estelar e interestelar - estrelas, gás, poeira, estrelas de nêutrons, buracos negros isolado no espaço e mantido junto
Leia maisEstrelas binárias e estrelas variáveis
Estrelas binárias e estrelas variáveis Laurindo Sobrinho 24 de novembro de 2012 1 Sistemas binários: Aparentes as duas estrelas estão apenas na mesma linha de visão mas não têm qualquer relação entre si.
Leia maisEvolução estelar. Roberto Ortiz EACH USP
Evolução estelar Roberto Ortiz EAC USP O que é uma estrela? Um corpo celeste dentro do qual processam se reações termonucleares de fusão O Sol é uma estrela! Fusão nuclear em estrelas São reações nas quais
Leia mais1.3. As estrelas e a sua evolução
1.3. As estrelas e a sua evolução Nuvens interestelares Entre as estrelas existem gases e poeiras. Muitas vezes esses gases e poeiras formam grandes nuvens denominadas nuvens interestelares. Estrelas em
Leia maisEvolução Estelar II. Estrelas variáveis
Evolução Estelar II Estrelas variáveis 1 Generalidades Observadas em diversas fases e em diversas regiões do diagrama HR. Causas diversas podem gerar as pulsações Tipicamente esperam-se pulsações assimétricas
Leia maisArquitetura do Universo Origem dos elementos químicos
Unidade 1 Arquitetura do Universo Origem dos elementos químicos Física e Química A 10º ano Nebulosas Difusas Maternidade de estrelas Águia Nuvens gigantescas e escuras de poeiras e gases. Essencialmente
Leia maisEstrelas (V) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP
Evolução de estrelas de alta massa Supernova tipo II Estrela de nêutron Pulsar Buraco negro Estrelas (V) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP www.astro.iag.usp.br/~aga210/ AGA 210 1 semestre/2016
Leia maisA espectroscopia e as estrelas
Elementos de Astronomia A espectroscopia e as estrelas Rogemar A. Riffel Radiação de Corpo Negro Corpo negro: corpo que absorve toda a radiação que incide sobre ele, sem refletir nada; -Toda a radiação
Leia maisEstrelas Variaveis (cap. 13)
Estrelas Variaveis (cap. 13) AGA215 Elisabete M. de Gouveia Dal Pino Introductory Astronomy & Astrophysics, M. Zeilek, S. A. Gregory & E. v. P. Smith (Cap. 18) Astronomy: A Beginner s Guide to the Universe,
Leia maisNascimento, vida e morte das estrelas. Alan Alves Brito Professor Adjunto
Nascimento, vida e morte das estrelas Alan Alves Brito Professor Adjunto O que é uma estrela? Berçários Estelares Manchas brancas na nuvem escura: regiões de formação estelar recente A nuvem é escura
Leia maisCURSO DE ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA OBSERVATÓRIO ASTRONÓMICO DE LISBOA VIDA E MORTE DAS ESTRELAS MÓDULO: CA VME. Rui Jorge Agostinho.
CURSO DE ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA NO OBSERVATÓRIO ASTRONÓMICO DE LISBOA VIDA E MORTE DAS ESTRELAS MÓDULO: CA VME Rui Jorge Agostinho Outubro de 2016 Conteúdo Objectivos e Estrutura do Curso..............................
Leia maisEvolução Estelar Estágios Avancados
Evolução Estelar Estágios Avancados Cap. 12 Elisabete M. de Gouveia Dal Pino Chaisson & McMillan (caps. 12 e 13) Zeilik-Gregory-Smith (cap. 16 e 17) Apostila (Cap. 12) Massa: fator determinante para o
Leia maisProf. Eslley Scatena Blumenau, 07 de Novembro de
Grupo de Astronomia e Laboratório de Investigações Ligadas ao Estudo do Universo Prof. Eslley Scatena Blumenau, 07 de Novembro de 2017. e.scatena@ufsc.br http://galileu.blumenau.ufsc.br Gás e Poeira Interestelar
Leia maisAstrofísica Geral. Tema 11: A vida das estrelas
da das estrelas Índice 1 Nascimento estelar 2 Propriedades fundamentais 3 Estrutura Estelar 4 Diagrama HR 5 Bibliografia 2 / 25 Índice 1 Nascimento estelar 2 Propriedades fundamentais 3 Estrutura Estelar
Leia maisÁTOMOS E NÚCLEOS. núcleo carga elétrica positiva (+) eléctron carga elétrica negativa (-) mantido coeso por forças elétricas
ÁTOMOS E NÚCLEOS Átomo = o núcleo envolto numa nuvem de eléctrons núcleo carga elétrica positiva (+) eléctron carga elétrica negativa (-) mantido coeso por forças elétricas Núcleo = sistema coeso de núcleons
Leia maisProf. Eslley Scatena Blumenau, 31 de Outubro de
Grupo de Astronomia e Laboratório de Investigações Ligadas ao Estudo do Universo Prof. Eslley Scatena Blumenau, 31 de Outubro de 2017. e.scatena@ufsc.br http://galileu.blumenau.ufsc.br O Sol Massa 1,989
Leia maisEstrelas norm ais e suas propriedades
Notas de aula Introdução à A stronom ia (AGA210) Estrelas norm ais e suas propriedades Ejnar H ertzprung H enry N. Russel Enos Picazzio Eles criaram uma das mais poderosas ferramentas da astronomia moderna:
Leia maisEstrelas (IV) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP
Regiões HII Regiões de formação estelar Função de massa inicial Evolução pré-seq. principal Equilíbrio na seq. principal Evolução estrelas de baixa massa Nebulosas planetárias anã branca Estrelas (IV)
Leia maisCapítulo 12 ESTÁGIOS AVANÇADOS DA EVOLUÇÃO ESTELAR
Capítulo 12 ESTÁGIOS AVANÇADOS DA EVOLUÇÃO ESTELAR Após chegar na seqüência principal, a estrela entra numa fase de tranqüilidade e estabilidade, suas características não se alteram e assim ela permanece
Leia maisAula 11. A Morte das Estrelas
Aula 11 A Morte das Estrelas Baseado no livro Universe, Roger A. Freedman Robert M. Gellar William J. Kaufmann III, Oitava edição, W.H. Freeman,and Company, New York! Evolução Pós-Seqüência Principal
Leia maisInstituto de Pesquisas Científicas. FORMAÇÃO E EVOLUÇÃO ESTELAR Quartuccio, J. T. Instituto de Pesquisas Científicas Agosto de 2017
FORMAÇÃO E EVOLUÇÃO ESTELAR Quartuccio, J. T. Instituto de Pesquisas Científicas Agosto de 2017 Resumo Estrelas são, basicamente, enormes corpos quase esféricos de plasma incandescente. O calor liberado
Leia maisCapítulo 12 ESTÁGIOS FINAIS DA EVOLUÇÃO ESTELAR
134 Capítulo 12 ESTÁGIOS FINAIS DA EVOLUÇÃO ESTELAR Vimos anteriormente que após chegar na seqüência principal, a estrela recém-nascida entra numa fase de certa estabilidade, ou seja, suas características
Leia maisEvolução Estelar. Introdução à Astronomia Prof. Alessandro Moisés Colegiado Acadêmico de Ciências da Natureza SBF
Evolução Estelar Introdução à Astronomia 2015.2 Prof. Alessandro Moisés Colegiado Acadêmico de Ciências da Natureza SBF http://www.univasf.edu.br/~ccinat.bonfim http://www.univasf.edu.br/~alessandro.moises
Leia maisNascimento, vida e morte das estrelas. Alan Alves Brito Professor Adjunto
Nascimento, vida e morte das estrelas Alan Alves Brito Professor Adjunto Referências Andery, M. et al. Para compreender a ciência: uma perspectiva histórica. 16a edição. Rio de Janeiro: Garamond, 2012.
Leia maisSol. Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP.
Composição Fonte de energia Estrutura e Helio-sismologia Atividade: manchas e flares Ciclo solar Sol Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP www.astro.iag.usp.br/~aga210 Baseado nas notas de aula
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 FIS2010 - FUNDAMENTOS DE ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA A 2.a PROVA 2012/1 - TURMA C - Profa. Maria de Fátima Saraiva
Leia maisUniversidade da Madeira. A escala do Universo. Grupo de Astronomia. Laurindo Sobrinho. 26 de abril de 2017
A escala do Universo Laurindo Sobrinho 26 de abril de 2017 1 1 O Sistema Solar Universidade da Madeira 2 Sol Terra http://umbra.nascom.nasa.gov/sdac.html http://www.msss.com/earth/earth.html 700 000 Km
Leia maisMedindo a Distância da Supernova 1987A
Medindo a Distância da Supernova 1987A Gabriel Armando Pellegatti Franco Universidade Federal de Minas Gerais Departamento de Física franco@fisica.ufmg.br Página 1 de 26 Nascimento de uma Supernova Página
Leia maisThaisa Storchi Bergmann
Thaisa Storchi Bergmann Membro da Academia Brasileira de Ciências Prêmio L Oreal/UNESCO For Women in Science 2015 3/11/16 Thaisa Storchi Bergmann, Breve história do Universo, Parte II 1 Resum0 da primeira
Leia maisEVOLUÇÃO ESTELAR II. Estrelas de alta massa M > 12 M. Estrelas mais massivas tem condições para fusionar elementos mais pesados do que o C ou O.
EVOLUÇÃO ESTELAR II Estrelas de alta massa M > 12 M Estrelas mais massivas tem condições para fusionar elementos mais pesados do que o C ou O. Estrelas massivas passam para o estágio de supergigante vermelha
Leia maisOs fundamentos da Física Volume 3 1. Resumo do capítulo
Os fundamentos da Física Volume 1 Capítulo 0 Física Nuclear AS FORÇAS FUNDAMENTAIS DA NATUREZA Força nuclear forte Mantém a coesão do núcleo atômico. Intensidade 10 8 vezes maior do que a força gravitacional.
Leia maisESTRUTURA E EVOLUÇÃO ESTELAR NEBULOSAS
ESTRUTURA E EVOLUÇÃO ESTELAR NEBULOSAS Numa galáxia podem existir várias regiões de formação, consideradas berçários de estrelas, que são as nuvens de gás e poeira. protoestrela Em alguns pontos da nuvemmãe
Leia maisEstrelas Parte II. Victoria Rodrigues 24/05/14
Estrelas Parte II Victoria Rodrigues victoria_souzarodrigues@hotmail.com 24/05/14 Sumário Parte I O que são? Nascimento estelar; Evolução Parte II Evolução: Estrelas maiores que o Sol; Supernovas; Estrelas
Leia maisAnã branca - Wikipédia, a enciclopédia livre
Anã branca Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre. Em astronomia, anã branca é o objeto celeste resultante do processo evolutivo de estrelas de até 10 M Sol, o que significa dizer que cerca de 98% de
Leia maisEstrelas (IV) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP
Equilíbrio na seq. principal Evolução estrelas de baixa massa Nebulosas planetárias Anã branca Evolução estrelas de alta massa Estrelas de nêutrons e buracos negros Estrelas (IV) Gastão B. Lima Neto Vera
Leia maisEstrelas, Galáxias e Cosmologia EVOLUÇÃO ESTELAR3. Licenciatura em Ciências USP/ Univesp. Jane C. Gregório Hetem. 3.1 Evolução das Estrelas
EVOLUÇÃO ESTELAR3 Jane C. Gregório Hetem 3.1 Evolução das Estrelas 3.1.1 Nascimento: onde são formadas as estrelas? 3.1.2 Vida: produção de energia e elementos químicos 3.1.2.1 Origem da energia termonuclear
Leia maisAGA 210 Introdução à Astronomia Lista de Exercícios 06 Estrelas
AGA 210 Introdução à Astronomia Lista de Exercícios 06 Estrelas Questão 01: Qual(is) informação(ões) podemos extrair das observações astrométricas? Qual a relevância em se estimar a posição das estrelas
Leia maisMovimento próprio de estrelas Formação e evolução Estágios finais na evolução de estrelas Enxames
Movimento próprio de estrelas Formação e evolução Estágios finais na evolução de estrelas Enxames João Lima jlima@astro.up.pt Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço Centro de Astrofísica Departamento
Leia maisEstrelas Variáveis e Aglomerados de Estrelas
Estrelas Variáveis e Aglomerados de Estrelas - Estrelas Variáveis: relação período-luminosidade (R-PL) - Aglomerados Abertos e Globulares: Idades Diagrama H-R e Diagrama cor-magnitude Sandra dos Anjos
Leia mais3ª Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
3ª Escola de Astrofísica e Gravitação do IST Astrofísica Estelar Mário G. Santos CENTRA -Centro Multidisciplinar de Astrofísica Lisboa, IST, Setembro de 2006 Bibliografia B. W. Carroll & D. A. Ostlie,
Leia maisO que vamos estudar? O que é a Via Láctea? Sua estrutura Suas componentes
A Via Láctea O que vamos estudar? O que é a Via Láctea? Sua estrutura Suas componentes A Via-Láctea Hoje sabemos que é a galáxia onde vivemos - Há 100 anos não sabíamos disso! - Difícil estudar estando
Leia maisAstrobiologia Mestrado e Doutorado em Física e Astronomia Prof. Dr. Sergio Pilling Aluna: Caroline Gonçalves de Góes
Astrobiologia Mestrado e Doutorado em Física e Astronomia Prof. Dr. Sergio Pilling Aluna: Caroline Gonçalves de Góes Aula 5 - Introdução à Formação estelar; Meio interestelar e interplanetário; Evolução
Leia maisLuminosidade (L) perda de energia não são estáticas evoluem à medida que perdem energia para o espaço
Estrelas A estrutura das estrelas e a geração de energia Propriedades das estrelas. A evolução das estrelas Morte estelar estrelas anãs, estrelas de neutrões e buracos negros 1_1 Fontes de energia das
Leia maisUniversidade Federal do ABC Ensino de Astronomia UFABC 2016 Aula 12:Estrelas parte II
Universidade Federal do ABC Ensino de Astronomia UFABC 2016 Aula 12:Estrelas parte II Michelle Rosa e-mail: rosa-michelle@outlook.com Síntese Na aula anterior vimos que o meio entre as estrelas é formado
Leia maisEvolução Estelar II. Aglomerados estelares e o diagrama H-R
Evolução Estelar II Aglomerados estelares e o diagrama H-R Idéias básicas Testes de modelos e teorias de evolução estelar Problema: Evolução estelar ocorre numa escala de tempo de bilhões de anos Astrônomos
Leia maisVida das Estrelas Tópicos Gerais de Ciências da Terra Turma B. Karín Menéndez-Delmestre Observatório do Valongo
Vida das Estrelas Tópicos Gerais de Ciências da Terra Turma B Karín Menéndez-Delmestre Observatório do Valongo Esfera de gás quente, auto- gravitante Fonte bastante luminosa (Sol: 100 bilhões de bombas
Leia maisEvolução Estelar II. Objetos compactos: Anãs brancas Estrelas de nêutrons Buracos negros. Evoluçao Estelar II - Carlos Alexandre Wuensche
Evolução Estelar II Objetos compactos: Anãs brancas Estrelas de nêutrons Buracos negros Evoluçao Estelar II - Carlos Alexandre Wuensche 1 Características básicas Resultado de estágios finais de evolução
Leia maisO Lado Escuro do Universo
O Lado Escuro do Universo Thaisa Storchi Bergmann Departamento de Astronomia, Instituto de Física, UFRGS, Porto Alegre, RS, Brasil Em 400 anos Telescópio Espacial Hubble (2.4m) Telescópio de Galileu (lente
Leia maisINTRODUÇÃO À ASTROFÍSICA
Introdução à Astrofísica INTRODUÇÃO À ASTROFÍSICA LIÇÃO 21 O EQUILÍBRIO HIDROSTÁTICO Lição 20 O Equilíbrio Hidrostático As estrelas se formam a partir de regiões densas e frias, chamadas de nebulosas.
Leia maisAs propriedades físicas das estrelas: Distâncias Luminosidades Tamanhos Massas. Classificação de estrelas segundo sua:
As propriedades físicas das estrelas: Distâncias Luminosidades Tamanhos Massas Classificação de estrelas segundo sua: Cor Temperatura Características espectrais ESTIMATIVAS DE DISTÂNCIA Método simples
Leia maisAs Vidas dos Estrelas
As Vidas dos Estrelas Alexandre Costa, Beatriz García, Ricardo Moreno, Rosa M Ros International Astronomical Union Escola Secundária de Loulé, Portugal Universidad Tecnológica Nacional, Argentina Colegio
Leia maisESTRUTURA E EVOLUÇÃO ESTELAR
123 Capítulo 11 ESTRUTURA E EVOLUÇÃO ESTELAR Evolução pré-sequência Principal Trajetórias Evolutivas no Diagrama H-R Formação de Estrelas Tempo de Contração Emissão de Radiação de estrelas jovens Famílias
Leia maisAlex C. Carciofi. Aula 9. O Nascimento das Estrelas Evolução Estelar
Alex C. Carciofi Aula 9 O Nascimento das Estrelas Evolução Estelar Formação Estelar As estrelas formam-se, evoluem e morrem. Trata-se de um processo contínuo e permanente que ocorre, em maior ou menor
Leia maisNascimento e Evolução das Estrelas. Prof. Dr. Alan Alves Brito
Nascimento e Evolução das Estrelas Prof. Dr. Alan Alves Brito Referências Bennett, J., Donahue, M., Schneider, N., & Voit, M. The Essential Cosmic Perspective. Sixth Edition. Kepler, S.O., Oliveira Saraiva,
Leia maisEVOLUÇAO ESTELAR. Alaor Chaves Departamento de Física-UFMG
EVOLUÇAO ESTELAR Alaor Chaves Departamento de Física-UFMG alaor@fisica.ufmg.br A gravitação leva a um universo estruturado A formação de grandes estruturas no Universo é causada e determinada pela força
Leia maisEvolução Estelar. Definição: variações de temperatura superficial e luminosidade ao longo da vida de uma estrela.
Evolução Estelar Definição: variações de temperatura superficial e luminosidade ao longo da vida de uma estrela. A evolução de uma estrela é definida por sua metalicidade e, principalmente, por sua massa.
Leia maisA nossa Galáxia parte II
A nossa Galáxia parte II UM MODELO BÁSICO PARA A FORMAÇÃO DA GALÁXIA (a) Nuvens da gás colapsam pela influência de sua própria gravidade e começam a formar estrelas as primeiras estrelas e aglomerados
Leia maisA Via LácteaMassa da Galáxia
Fundamentos de Astronomia e Astrofísica A Via LácteaMassa da Galáxia Rogério Riffel http://astro.if.ufrgs.br Meio Interestelar O meio entre as estrelas não é completamente vazio. - Tem gás: principalmente
Leia maisEvoluçao e Estrutura Estelar I (cap. 11)
Evoluçao e Estrutura Estelar I (cap. 11) AGA215 Elisabete M. de Gouveia Dal Pino Astronomy: A Beginner s Guide to the Universe, E. Chaisson & S. McMillan (Caps. 11) Introductory Astronomy & Astrophysics,
Leia mais