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PublicouGabrielle Lois Alterado mais de 10 anos atrás
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A FORMAÇÃO SOLAR DO SISTEMA Daniela Lazzaro Observatório Nacional
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST A FORMAÇÃO DO SISTEMA SOLAR Daniela Lazzaro Observatório Nacional Rio de Janeiro
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Teorias de formação 50 em 300 anos Descartes 1644 “turbilhões”
Buffon colisão com cometa Kant nebulosa “primordial” Laplace anéis concêntricos Jeans-Jeffreys colisão com estrela Safronov planetesimais Cameron instabilidades 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Formulação do problema
O método científico Formulação do problema 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Formulação do problema Obtenção de dados observacionais
O método científico Formulação do problema Obtenção de dados observacionais 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Formulação do problema Obtenção de dados observacionais
O método científico Formulação do problema Obtenção de dados observacionais Elaboração do modelo 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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O método científico Formulação do problema
Obtenção de dados observacionais Elaboração do modelo Comprovação do modelo novos dados previsões do modelo 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Formulação do problema
Como criar 9 corpos ? 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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quebrar algo grande juntar algo pequeno
Formulação do problema Como criar 9 corpos ? quebrar algo grande juntar algo pequeno 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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quebrar algo grande juntar algo pequeno
Formulação do problema Como criar 9 corpos ? quebrar algo grande juntar algo pequeno Com que tipo de matéria ? 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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quebrar algo grande juntar algo pequeno
Formulação do problema Como criar 9 corpos ? quebrar algo grande juntar algo pequeno Com que tipo de matéria ? estelar fria 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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quebrar algo grande juntar algo pequeno
Formulação do problema Como criar 9 corpos ? quebrar algo grande juntar algo pequeno Com que tipo de matéria ? estelar fria Em que momento ? 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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quebrar algo grande juntar algo pequeno
Formulação do problema Como criar 9 corpos ? quebrar algo grande juntar algo pequeno Com que tipo de matéria ? estelar fria Em que momento ? congênitos capturados 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Dados: órbitas co-planares e circulares
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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a (UA) e i (o) Mercúrio 0.39 0.206 7.0 Vénus 0.72 0.007 3.4 Terra 1.00
0.017 0.0 Marte 1.52 0.093 1.85 Júpiter 5.20 0.048 1.32 Saturno 9.54 0.056 2.50 Urano 19.18 0.046 0.77 Netuno 30.06 0.009 1.78 Plutão 39.44 0.246 17.17 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Dados: direção do movimento e rotação
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Dados: dimensões 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Rotação (dias) Massa (MT = 5,98 x 1024kg)
6,4 0,002 Plutão 0,66 17,2 Netuno -0,6 14,5 Urano 0,43 95,2 Saturno 0,41 317,9 Júpiter 1,03 0,11 Marte 1 1,00 Terra -244 0,82 Venus 55 0,06 Mercúrio 27 Sol Rotação (dias) Massa (MT = 5,98 x 1024kg) 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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% Massa Total Sol 99.8000000 Júpiter 0.1000000 Cometas 0.0500000
Outros planetas Satélites e anéis Asteróides Poeira cósmica 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Dados: composição química
No de átomos por milhão de átomos de H Hidrogênio H Hélio He 68.000 Carbono C 420 Nitrogênio N 87 Oxigênio O 690 Neônio Ne 98 Sódio Na 2 Magnésio Mg 40 Alumínio Al 3 Silício Si 38 Enxofre S 19 Argônio Ar 4 Cálcio Ca Ferro Fe 34 Níquel Ni 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Vínculos Observacionais
Composição solar Direção de rotação Órbitas co-planares Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Vínculos Observacionais
Composição solar nebulosa Direção de rotação nebulosa em rotação Órbitas co-planares Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Vínculos Observacionais
Composição solar nebulosa Direção de rotação nebulosa em rotação Órbitas co-planares disco Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Colapso da nebulosa solar
Nebulosa contrae aumenta rotação (conservação momento angular) Material dos polos cai rapidamente no centro formação de um disco No centro corpo massivo e quente materiais sólidos volatilizados Restante da nebulosa esfria planetesimais No centro processos nucleares estrela No exterior processos de accreção planetas 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Nebulosa massiva, disco ~ 1MSol:
(Cameron) Instabilidades gravitacionais Proto-planetas gigantes gasosos Nebulosa mínima, disco ~10-2MSol: (Safronov) Condensação + accreção Planetesimais Planetas 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Nebulosa massiva, disco ~ 1MSol:
(Cameron) Instabilidades gravitacionais Proto-planetas gigantes gasosos Nebulosa mínima, disco ~10-2MSol: (Safronov) Condensação + accreção Planetesimais Planetas Modelo padrão 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Nebulosa de Orion 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Proplyds em Orion 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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-Pictoris 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Previsões do modelo Processo de formação estelar comum no universo
Existem muitos outros sistemas planetários 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Planetas Extra-solares
Primeiro descoberto 1995 Estatística: ~130 “planetas” detectados 2 sistemas planetários em torno de pulsar 3 discos proto-planetários Métodos de detecção: Perturbações gravitacionais Velocidades radiais, variação de posição, variação na distância Imagem direta Ocultações (transitos) Lentes gravitacionais 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Perturbação gravitacional
R = 696,000km R J = 778,000km R T = 449km 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Observa P determina VPL Observa K = V sin i
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST Observa P determina VPL Observa K = V sin i
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1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Msini= 0.25MJ a = U.A. P = d e = 0 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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M > 0.08M T ~ 107 K T ~106 0.05 < M< 0.08
nuvem M > 0.08M T ~ 107 K T ~106 0.05 < M< 0.08 Fusão Nuclear H-He Lítio, Deutério Estrela Anã Marrom Definição de Planeta: 1) órbita em torno de uma estrela ) processo de formação 3) MPL < 0.05 M 13 MJ 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Formação de “Hot-Jupiters”
0.2 MJ < MPL sin i < 11 MJ 0.04 UA < aPL < 2.5 UA 0 < ePL < 0.7 ~70% aPL < 1 UA Formação de “Hot-Jupiters” quente demais condensação ? pouco material núcleo ~10 MT ? pouco material tempo < 3 x 106 anos ? pouco gás gigante? altas excentricidades disco? Diferente do “modelo padrão” 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Modelos propostos Fragmentação da nuvem protoestelar
massas > 7 MJ Fragmentação do disco aglutinação? Migração planetária interação com disco de gás sobrevivência? 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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Sistema Sistema Solar pulsar
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST
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1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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