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Setor de Astronomia – CDCC

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Apresentação em tema: "Setor de Astronomia – CDCC"— Transcrição da apresentação:

1 Setor de Astronomia – CDCC
Setor de Astronomia (OBSERVATÓRIO) (Centro de Divulgação da Astronomia - CDA) Centro de Divulgação Científica e Cultural - CDCC Universidade de São Paulo - USP Endereço: Av. Trabalhador São-Carlense, n.400 Tel: 0-xx (Observatório) Tel: 0-xx (CDCC) Localização: Latitude: 22° 00' 39,5"S Longitude: 47° 53' 47,5"W Crédito do logo: Setor de Astronomia, CDCC-USP/SC, criado por Andre Fonseca da Silva.

2 O que é a Sessão Astronomia ?
As Sessões Astronomia são palestras proferidas por monitores do Setor de Astronomia todos os sábados às 21h00. Iniciadas em 1992, foram criadas com o objetivo de falar sobre Astronomia ao nosso público em uma linguagem simples e acessível a todas as faixas etárias. Estas palestras se tornaram uma opção de diversão e informação para a comunidade local e também para visitantes de nossa cidade. Os temas abordados são os mais variados possíveis. O material multimidia contido aqui consiste numa opção áudiovisual complementar que o proferssor do Sistema de Ensino pode utilizar como auxílio a suas aulas. O conteúdo das Sessões Astronomia podem ser acessados no seguinte endereço: Crédito do logo: Sessão Astronomia, CDCC-USP/SC, criado por Andre Fonseca da Silva

3 - Supernovas - O fim de algumas estrelas
Título da Apresentação e figura ilustrativa da nebulosa de carangueijo (M1) uma nebulosa remanescente de supernova localizada na região da constelação de Touro. A explosão dessa supernova foi observada em 1054, 2009 É o ano internacional da Astronomia em comemoração aos 400 anos das primeiras observações feitas por Galileu Galilei utilizando uma luneta de fabricação própria para olhar o céu Imagem: Por: Evandro M. Ribeiro

4 Primeiras Observações
165 d.C – Um forte brilho é observado nas proximidades da estrela Alpha Centauri não se tem muitos registros sobre a magnitude desse objeto. Foi registrada por observadores Chineses no livro de Han como uma “estrela convidada” e é citada na literatura Romana, foi visível no céu noturno por 8 meses. Os Chineses chamavam esses eventos de “estrelas convidadas” e tiravam suas conclusões de astrologia de acordo com a constelação em que a estrela convidada aparecia.

5 Primeiras Observações
1006 d.C – Dessa vez na constelação de Lobo um forte brilho observado e registrado por observadores na China, Egito, Iraque, Japão, Suíca e possivelmente na América do Norte. O Astrônomo e Astrólogo Egípcio Ali ibn Ridwan escreveu que o objeto tinha aproximadamente 2,5 ou 3 vezes o tamanho do disco de Vênus e mais ou menos um quarto do brilho da Lua. O mesmo é dito nos registros chineses, portanto acredita-se que não seja um exagero. Permaneceu visível durante o dia por algumas semanas e durante a noite por mais de 2 anos! É o objeto estelar mais brilhante observado pela humanidade até hoje. Slide auto-explicativo

6 Primeiras Observações
1054 d.C – Novamente observado por Chineses e Árabes esteve brilhante o suficiente para ser vista durante o dia por 23 dias e durante a noite por 653 dias (~ 1 ano, 9 meses e 18 dias), Existem evidências de que nativos norte americanos também tenham registrado o evento. A figura mostra a posição da “nova estrela” em relação à lua, acredita-se que a mão em cima do desenho foi a forma do artista assinar seu trabalho. Essa inscrição foi feita pelo povo Anasazi nativo da américa do norte Imagem: Lua

7 Especulações Os registros dos Chineses sobre esses eventos são principalmente de caráter astrológico, no sentido de que aparição dessas “novas estrelas” eram sinais de boa sorte ou azar para o império. A principal hipótese científica sobre o assunto sugere que esses objetos estavam ligados ao nascimento de novas estrelas daí o nome “supernova” para esses eventos. Mas afinal, como “nasce” uma estrela ? Slide auto-explicativo

8 Porque as estrelas brilham...
Se a massa da estrela fica entre 1% e 8% da massa do Sol a contração gravitacional é contida pela expansão térmica mas a estrela ainda não brilha, Quando a massa ultrapassa 0,08 massas solares a temperatura no núcleo é suficiente (10,000 K) para realizar fusão nuclear. Mas.... Partícula Expansão térmica Vai... Contração gravitacional Vem... Apartir de uma nuvem de gás Hidrogênio, Hélio e outros materiais (98% Hidrogênio 2% outros) perturbações fazem com que as moléculas de Hidrogênio comecem a se agrupar aos poucos, a força gravitacional continua agindo sobre a nuvem e “capturando” cada vez mais matéria, esse aglomerado gasoso que ainda não é uma estrela é chamado de proto-estrela. A força gravitacional continua agindo sobre a nuvem e “capturando” cada vez mais matéria, esse aglomerado gasoso que ainda não é uma estrela é chamado de proto-estrela. Se essa proto-estrela alcança cerca de 1% a 8% da massa do sol (de 13 a 73 vezes a massa de Júpiter) a temperatura no interior já é suficiente para emitir radiação infra-vermelha (típica de corpos aquecidos) mas ainda não emite luz esse objeto é chamado de anã marrom e pode-se dizer que é uma estrela que falhou ao acender devido à pouca massa. Se o objeto ultrapassa o limite de 8% da massa do Sol a temperatura em seu interior chega a K possibilitando a ocorrência de processos de fusão nuclear.

9 ... o que é fusão ? Fusão é o processo no qual as partículas que formam os átomos de determinado elemento se juntam formando um novo elemento, no caso das estrelas como o seu principal componente é o Hidrogênio ocorre a fusão de Hidrogênio se transformando em Hélio 4 Hidrogênios Esse tipo de reação libera energia não só em forma de luz (radiação eletro-magnetica) mas também como calor. Imagem: Esse processo libera energia suficiente para conter o colapso gravitacional e fazer o objeto “brilhar”.

10 Quando acaba o Hidrogênio
A estrela se contrai rapidamente aumentando a temperatura no núcleo até começar a fundir Hélio, então ela se expande se tornando uma Gigante Vermelha. Exemplo de gigantes vermelhas: Betelgeuse, Antares. Libera energia suficiente para expandir a estrela, fase de Gigantes Vermelhas

11 Gigantes Vermelhas Comparação dos planetas do sistemas solar com o Sol e do Sol com estrelas maiores do tipo Gigantes ou Supergigantes Vermelhas. A estrela Rigel au lado de Aldebaram é considerada uma Gigante Azul, a cor azul é característica de corpos muito quentes, esse tipo de estrela ainda não está fundindo Hélio apesar do tamanho.

12 Nebulosas Planetárias
Quando o “estoque” de Hélio não é suficiente para manter a estrela estável ela passa a tentar fundir elementos ainda mais pesados, porém a temperatura no núcleo é tão grande que ocorre a combustão do carbono (resultado da fusão do Hélio) que as camadas externas da estrela são expelidas enquanto o núcleo se colapsa em um objeto compacto com aproximadamente a massa do Sol mas do Tamanho da Terra. As nebulosas planetárias são essas camadas de gases que foram expulsas, esse tipo de nebulosa recebe esse nome pois quando foram feitas as primeiras observações os astrônomos axavam que se pareciam com o planeta Urano.

13 Nebulosa Planetaria - Animação
Animação de como seria a criação de uma nebulosa planetária, no fim uma imagem real da nebulosa Helix.

14 Anãs Brancas São objetos com aproximadamente a massa do Sol comprimida em uma esfera do tamanho aproximado da Terra. Pode chegar a uma temperatura efetiva de 150,000 K Comparação de tamanhho entre a Terra e 40 Eridanus B, uma anã branca.

15 Anãs Brancas Sírius A ~2 vezes maior que o sol Sírius B Anã Branca
Imagem do sistema alpha-Sirius, Sírius é a estrela mais brilhante do céu noturno, na imagem nota- se que o sistema binário é composto de uma estrela próxima à sequência principal e uma anã- branca. Sírius B Anã Branca

16 Estrelas mais massivas
Estrelas a partir de 10 massas solares quando acabam com o Hélio em seu interior começam a fundir elementos ainda mais pesados... Estrelas com mais de 8 massas solares conseguem es estabilizar por um tempo curto fundindo elementos mais pesados derivados do Carbono até o elemento Ferro. A partir do Ferro a reação de fusão não é rentável energeticamente pois consome mais do que libera, nesse estágio ocorre a explosão chamada de Supernova.

17 Enfim... Até que as fusões se tornam tão energéticas que a estrela explode violentamente liberando as camadas externas em velocidades autíssimas e o que sobra em seu núcleo se torna um objeto super compacto conhecido como estrela de nêutrons. O elemento residual de uma Supernova é uma estrela de Neutrons e não uma anã-branca, uma estrela de nêutrons é muito mais densa, tem cerca de 20 km e pode ter até 3 vezes a massa do sol. O neutrino na figura é uma partícula resultante para manter a conservação de energia e momentum. + = Próton Elétron Nêutrons Neutrino

18 Anã-Branca vs Estrela de Nêutrons
Uma colher de chá = 50 toneladas Estrela de Nêutrons Uma colher de chá = 100 milhões de toneladas! Veja como uma estrela de Nêutrons é mais densa que uma anã branca!!!

19 Ocorrência de Supernovas
Ocorre aproximadamente uma Supernova a cada século na nossa galáxia, mas nem todas são visíveis, há relatos de apenas 3 no último milênio! As últimas foram em 1054, 1572 e 1604. Em 1987 ocorreu uma na Grande Nuvem de Magalhães. Estima-se que nos últimos anos tenham ocorrido 11 supernovas na nossa galáxia, mas nem todas foram visíveis uma vez que só observamos um lado da galáxia, a última observável foi em estudada por Kepler. Em 1987 houve uma supernova na Grande Nuvem de Magalhães, que uma galáxia satélite, que orbita a nossa Via-Láctea. A figura mostra a explosão, á direita é a mesma região antes da Supernova.

20 Como se observa Supernovas?
Telescópio Espacial Hubble: Demonstração da técnica do Hubble para encontrar supernovas em galáxias distantes.

21 Técnica do Hubble Demonstração do poder de alcance do Hubble.

22 Classificação de Supernovas
Supernova Tipo I – Não Possui linhas de hidrogênio no espectro Supernova Tipo II – Apresentam linhas de hidrogênio no espectro Tipo Ia – Regulares mas raras, usadas como Velas-padrão Tipos Ib e Ic – Colapso de estrelas deficientes de Hidrogênio O que diferencia as supernovas tipo 1 e tipo 2 é a presença ou não de Hidrogênio na estrela que a originou o processo de uma Supernova tipo 1b e 1c é praticamente o mesmo de uma Supernova tipo 2, ao contrário das de tipo 1ª que são devidas à reações termonucleares nas anãs brancas que recebem massa de uma companheira. Colapso direto de estrelas massivas

23 SN Tipo 1ª “Novas” Provenientes de sistemas binários onde uma das estrelas é uma anã branca e a outra uma estrela da sequência principal ou gigante vermelha. Devido à grande regularidade do espectro são usadas para medir distâncias entre galáxias. Ocorre aproximadamente 1 a cada 400 anos por galáxia. As Supernovas do tipo 1a são provenientes de sistemas binários onde uma das estrelas é uma anã branca que recebe massa da estrela companheira até que ultrapassa o limite de Chandraesekhar (~1,4 Msol) e explode, desse processo pode-se resultar uma estrela de nêutrons ou não sobrar absolutamente nada.

24 Nova - Animação Essa animação tem o objetivo de ilustrar como um sistema desse tipo se movimenta, observe que no vídeo a estrela companheira da anã branca é que explode e não o contário. A estrela companheira não necessariamente explode, embora a força da explosão gerada pela anã branca disperse o material da outra estrela.

25 SN Tipo 2 Após a queima do Hidrogênio e do Hélio, a estrela passa a fundir Carbono e outros elementos “rapidamente”, depois do ferro os elementos entram em combustão e são expelidos a altíssimas velocidades. Mais comum do que os outros tipos de Supernovas. Dentre os tipos de Supernova as do tipo 2 são as mais comuns, ocorrem em galáxias espirais e elípticas.

26 SN Tipo 1b e 1c As Wolf-Rayet que originam supernovas do tipo 1c além de perderem o envoltório de Hidrogênio também perdem parte do envoltório de Hélio.

27 Modelo Casca-de-Cebola
Modelo de como os elementos ficam distribuídos nas estrela no estágio final de suas vidas com os elementos mais pesados no centro e os mais leves nas camadas exteriores, lembre-se que uma estrela da idade do Sol ainda está queimando Hélio no núcleo e o restante é principalment Hidrogênio (desconsiderando algumas impurezas). Conforme a estrela começa a fundir elementos mais pesados como combustível o combustível anterior, que agora não gera energia suficiente é jogado para as camadas mais externas da estrela.

28 Espectros – Tipos 1 e 2 Esse gráfico mostra os espectros de supernovas de cada tipo onde se percebe a presença de Ferro em todas elas principalmente nas do tipo 1b provenientes de estrelas Tipo Wolf-Rayet, que por serem muito massivas conseguem “fabricar” grandes quantidades de Ferro antes da explosão. Observe também que nos espectros de tipo 1b e 1c há linhas de absorção (vale) ao invés de emissão (pico) de alguns elementos como nas de tipo II e é essencialmente isso que as diferencia.

29 SN 1054 A Nebulosa do Caranguejo ou M1 na constelação de Touro é um dos remanescentes de supernova mais estudados hoje em dia, distante de nós cerca de anos-luz é um dos mais próximos objetos desse tipo, descoberto por John Bevis em 1731 e catalogado por Messier em 1758. Possui algumas características interessantes Um dos Remanescentes de Supernova mais estudado hoje em dia é sem dúvida a nebulosa de Caranguejo, que recebe esse nome devido ao desenho que William Parsons fez do objeto quando o observou pela primeira vez em 1840.

30 Coração Pulsante Em 1967 Jocelyn Bell aluna da graduação em astronomia da Universidade de Cambridge, Inglaterra, detectou na constelação de Touro uma fonte periódica de Raios-X com uma precisão impressionante que pulsava 33 vezes por segundo. Em seguida constataram que esse “pulsar” vinha do centro da nebulosa de Caranguejo Slide auto-explicativo

31 Pulsars O campo magnético de uma estrela de nêutrons chega a ser até 1 bilhão de vezer maior que o da Terra. Esse campo acelera as partículas em direção aos polos magnéticos da estrela que nem sempre é o polo de rotação. Essas partículas aceleradas emitem radiação do comprimento de ondas de Rádio e Raios-X e ás vezes Raios Gamma. Quando o polo magnético não coincide com o polo de rotação o objeto funciona como um farol. Slide auto-explicativo (ver video a seguir)

32 Pulsar Animação de como seria um pulsar, as linhas azuis representam o campo magnético e o brilho rosa é emitido pelas partículas carregadas que são aceleradas por esse campo magnético.

33 Hipernovas Caso estrelas supermassivas, ao colapsarem-se também possua grande velocidade de rotação, o campo gravitacional que surge no centro da mesma no momento do colapso é tão grande e que ajudado pela velocidade de rotação do mesmo acelera as partículas próximas que emitem radiações de alta energia, é semelhante ao que ocorre no pulsar mas nesse caso a aceleração de partículas é causada pelo campo gravitacional e o feixe de energia está na direção de rotação do objeto.

34 Energias Bomba de Hiroshima 15 kilotons = ~6x1020 ergs Bomba H (EUA)
25 Megatons = ~1024 ergs Novas (SN 1a) ~ 1044 ergs Suprenovas ~1050 ergs Hipernovas ~1052 ergs As conversões de energia podem ser verificadas no site: %5BMton%5D-to-erg/

35 Contribuição das Supernovas

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37 Créditos Várias Imagens: Gigantes Azuis: Escalas: Nebulosas Planetárias: Reciclagem estelar: Type 1a:http://scienceblogs.com/startswithabang/upload/2009/07/the_last_100_years_1998_and_th/picture-16.pngAtomic Bomb:http://documentotupiniquim.com/wp-content/uploads/2008/05/bomba_atomica.jpgSupernovas:http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/multimedia/photos html

38 Bibliografia Livros e Revistas: Internet:
University of Cambridge Atlas of Astronomy. Revista Astronomy Brasil, Janeiro 2007 – Pág 58 a 61. Revista Astronomy Brasil, Junho 2007 – Pág 26 a 33. Internet: ouse/labs/Propsn/propsn.html converter/energy/calculator/megaton-%5BMton%5D-to- erg/ Várias Imagens: Gigantes Azuis: Escalas: Nebulosas Planetárias: Reciclagem estelar: Type 1a: Atomic Bomb: Supernovas:

39 Evolução Estelar


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