Estrelas Ednilson Oliveira.

Apresentação em tema: "Estrelas Ednilson Oliveira."— Transcrição da apresentação:

1 Estrelas Ednilson Oliveira

2 Estrelas O que são estrelas ? As Estrelas são os objetos mais
frequentes do universo

3 Esfera Celeste

4 Mitologia Grega

5 Mitologia Grega

6 Representação das Constelações

7 Constelações

8 Constelações do Hemisfério Sul

9 Constelações do Zodíaco
São 13 as constelações zodiacais

10 Escorpião

11

12 Brilho das Estrelas Magnitude Visual (m) Estrela Constelação
 Cão Maior Sírius -1.46  Carina Canopus -0.72  Boeiro Arcturus -0.04  Cen A Rigel Kentaurus -0.01  Lira Vega 0.03  Or ion Betelegeuse 0.03 a 1.3 Capella 0.08  Cocheiro  Orion Rígel 0.12

13 Como se define a magnitude de uma estrela?
Baseada no antigo catálogo de Hipparchus - Mv (1 a 6) ________ Em 1856, a proposta de Pogson _______ m = magnitude aparente F = fluxo de energia M = K log (F1/F2) m1 - m2 = K log (F1/F2) K = ? 1 - 6 = K log (F1/F2) -5 = K log 100 K= - 2,5 m2 - m1 = - 2,5 log (F2/F1)

14 Magnitude Absoluta A Magnitude Absoluta M de uma estrela é definida como a magnitude aparente que a estrela teria se estivesse a uma distância padrão de 10 pc (1 pc = 3,26 a.l.), ou seja, 32,6 a.l. O Sol tem uma mag. Visual aparente de mv = -26,74 e uma mag. Visual absoluta de M = + 4,83

15 Mag. Aparente x Mag. Absoluta
m x M Estrela Constelação  Cão Maior Sírius -1,46 x 1,4  Carina Canopus -0,72 x -2,5  Boeiro Arcturus -0,04 x 0,2  Cen A Rigel Kentaurus -0,01 x 4,4  Lira Vega 0,03 x 0,6  Or ion Betelegeuse 0,03 a 1,3 x -7,2 Capella 0,08 x -0,4  Cocheiro  Orion Rígel 0,12 x -8

16 A Distância - Módulo de distância
O módulo de distância relaciona a magnitude aparente (m) a magnitude absoluta (M) e a distância (r) em parsec da estrela. m - M = 5log r - 5 m - M = 5log r A (Absorção interestelar)

17 Distância m x M - r (a.l.) Estrela Constelação  Cão Maior Sírius
 Carina Canopus -0,72 x -2,  Boeiro Arcturus -0,04 x 0,  Cen A Rigel Kentaurus -0,01 x 4, ,3  Lira Vega 0,03 x 0,  Or ion Betelegeuse 0,03 a 1,3 x -7, Capella 0,08 x -0,  Cocheiro  Orion Rígel 0,12 x

18 Magnitude Visual limite
Olho humano 6.0 Binóculo 10.0 Telescópio ( 15cm ) 13.0 Telescópio ( 5m ) 20.0

19 Aglomerados São conjunto de estrelas fisicamente próximos.
Dividem-se em: Aglomerados Abertos ou Estelares Aglomerados Fechados ou Globulares

20 Aglomerados Abertos Aglomerados Abertos são constituídos pôr estrelas jovens de alguns milhares a milhões de anos. Possuem poucas estrelas.

21 Aglomerados Globulares
São mais antigos que os abertos. A idade é cerca de 10 bilhões de anos. Possuem muitas estrelas. M12 M4 Centauri

22 Via Láctea - Conjunto de estrelas

23 O Sol é uma estrela típica
O Sol é109X maior!

24 Formação de Estrelas Contração e Calor Colapso da nuvem de gás
Colisão de nuvens de gás M 45

25 Grande Nebulosa de Orion

26 Tipos de Nebulosas Reflexão Emissão Escura
Temperatura média -198 graus Emissão Escura

27 Proto Estrelas Emitem luz no infravermelho Não são visíveis!
Não iniciou a fusão nuclear Tempo nesta fase de a de anos

28 Uma estrela como conhecemos
Equilíbrio Hidrostático 1. Contração pela gravidade 2. Equilíbrio da gravidade com a radiação

29 Evolução das Estrelas

30 Como estudamos a evolução das estrelas?
Modelos com : Equilíbrio Hidrostático Massa Luminosidade e Temperatura Composição Química

31 Luminosidade A luminosidade de uma estrela é definida como a energia emitida em todas as direções e frequências. L = 4  R^2 F

32 Classe de Luminosidade
Classe Características I a-0 Supergigantes mais luminosas Ia Supergigantes luminosas Iab Supergigantes moderadamente luminosas Ib Supergigantes menos luminosas II Gigantes brilhantes III Gigantes Normais IV Subgigantes V Anãs ou normais (Sol G2V) VI Subanãs VII Anãs Brancas

33 Estrelas Estáveis ou na Sequência Principal
Fusão de hidrogênio em hélio Maior tempo de vida de uma estrela O Sol ficará para sempre estável?

34 O que vai acontecer com o Sol?
Vai ficar 1000x mais luminoso Raio 100x maior Temperatura na superfície 3500K

35 Gigante Vermelha Sobe a temperatura do núcleo Período de instabilidade
K Período de instabilidade Pulsação Perda de massa Expansão de 100 a 1000x o raio solar

36 Anã Branca Diâmetro da Terra Muito densa 100 000xg da Terra
a K Muito densa xg da Terra

37 Nebulosa Planetária anos de vida Anã negra Anã branca

38 Tamanho comparativo das Estrelas

39 Classificação Espectral (Oh Be A Fine Girl, Kiss Me)
Azuis e brancas, 35 000K Mintak, Alnitak B Azulada, K Rigel, Spica A Brancas, K Sirius, Vega F Branco amareladas, K Canopus, Procion G Amarelas, K Sol,  Cen K Alaranjadas, K Aldebaran, Arcturus M Vermelhas, a 3 000K Antares, Betelgeuse

40 Estrelas da Sequência Principal
Massa Luminosidade Tempo na S.P. Tipo espectral Solar Em anos O5 40 BO 15 13 000 AO 3.5 80 FO 1.7 6,4 GO 1.1 1,4 MO 0.5 0,08 KO 0.8 0,46

41 Diagrama H-R

42 Diagrama H-R

43 Diagrama H-R

44 Estrelas muito mais massivas que o Sol
Reações nucleares mais violentas K Fusão até o ferro

45 Reações Nucleares de Estrelas Massivas
Combustível nuclear Produtos nucleares Temperatura mínima Massa H He 0.1 Em Massa solar He C,O 0.4 C Ne, Na, Mg ,O 4 Ne O, Mg 8 O Si ,S, P 8 S Ni até Fe 8

46 Explosão: Supernova 1028 toneladas de TNT

47 Nebulosa do Caranguejo

48 Estrela de Nêutrons 1932 Descoberta da partícula
1933 Relação com Supernovas Apenas 10Km de raio K Emissão de raios-X

49 Pulsares 1967 - Misteriosa fonte que emitia pulsos periódicos
São estrelas de neutrons Sol 25 dias 1000x/s Energia de rotação Energia de radiação

50 Buracos Negros Estrela colapsa Nem a luz escapa de seu campo de ação.
K

51 A Massa de uma Estrela define seu Destino
Massa 0.08 da solar Anãs Marrons Mais de 70 massas solares Instável Menores que 0.4 massas solares Anãs vermelhas Entre 0.4 e 4 massas solares Fim como o do Sol Entre 3 e 9 massas solares Supernovas, estrela de neutrons Acima de 9 massas solares Buraco negro