Observatório do CDCC - USP/SC

Observatório do CDCC - USP/SC Setor de Astronomia (OBSERVATÓRIO) (Centro de Divulgação da Astronomia - CDA) Centro de Divulgação Científica e Cultural - CDCC Universidade de São Paulo - USP http://www.cdcc.sc.usp.br/cda Endereço: Av. Trabalhador São-Carlense, n.400 São Carlos-SP Tel: 0-xx-16-273-9191 (Observatório) Tel: 0-xx-16-273-9772 (CDCC) e-mail: cda@cdcc.sc.usp.br Localização: Latitude: 22° 00' 39,5"S Longitude: 47° 53' 47,5"W Imagem: O Inicio do Observatório

Sessão Astronomia

Sessão Astronomia As Sessões Astronomia são palestras proferidas pela equipe 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 multimídia contido aqui consiste numa opção audiovisual complementar que o professor do Sistema de Ensino pode utilizar como auxílio às suas aulas. O conteúdo das Sessões Astronomia pode ser acessado no seguinte endereço: http://www.cdcc.sc.usp.br/cda/sessao-astronomia/ Crédito do logo: Sessão Astronomia, CDCC-USP/SC, criado por Andre Fonseca da Silva Observação: Padrão e resolução da apresentação: 800 x 600 pixel com imagens a 96 dpi ou 38 pixel por centímetro com dimensão de 8,35 polegadas x 6,26 polegadas ou 21,2 cm x 15,9 cm respectivamente. Editado normamente em Office 97, podendo haver incompatibilidade de execução no Office XP e vice-versa.

Mundos habitáveis

A Terra No capítulo anterior apresentamos as teorias atuais sobre como a vida se originou. Mas por que isso aconteceu na Terra? Quais foram as condições que permitiram o desenvolvimento da vida no nosso planeta?

Olhando a Terra do espaço Espectroscopia: Presença de água líquida 20% de oxigênio na atmosfera Moléculas orgânicas Algum processo deve regenerar continuamente as moléculas orgânicas

Ciclo do Carbono

Estabilidade do clima Efeito estufa fenômeno natural agravado pela ação humana

Zona de habitabilidade Onde poderia haver água líquida no Sistema Solar Muito perto do Sol, só vapor, muito longe, só gelo Pressão deve ser maior que a do ponto triplo

Evolução estelar Como saber sobre a vida das estrelas?

SupergiganteVermelha A vida de uma estrela Protoestrela Estrelas Nebulosa Gigante Vermelha Nebulosa Planetária Anã Branca Explosão Nova Estrela Nêutron Remanes. Supernova SupergiganteVermelha Explosão Supernova Buraco Negro Remanes. Supernova

Por que uma nuvem de gás se forma? Existindo massa, existe atração gravitacional O tempo para ocorrer a sua formação é totalmente incerto, dependendo de vários fatores...

Nuvem Molecular ou Nebulosa Gigante Ex.: Saco de carvão © T. Credner & S. Kohle, AlltheSky.com T ~ -173º C R ~ 5 Anos-luz dens ~ 10-24 g/cm3 Tempo para formação é indefinido

O que desencadeia a contração? Onda de choque da explosão de uma supernova ou Nuvem aumenta a densidade ao ser perturbada pelos braços da galáxia

Protoestrela Nuvem em rotação Ainda não é uma estrela! Aquecimento e emissão no Infra-Vermelho

E = mxc2 Estrela LUZ + H He H Se T > 10 000 000 ºC, começam as reações de fusão nuclear no interior da protoestrela: nasceu a estrela. + Prótons Hélio Pósitrons Neutrinos LUZ E = mxc2

E se a estrela não nascer? Se a massa for menor do que 1% Ms, nunca atinge 10 000 000 ºC planetas reflete luz Se 1% Ms < Massa < 8% Ms Anã marrom Aquecida por energia gravitacional Emite no infra-vermelho Contínuo e lento encolhimento

Equilíbrio Partícula Vai... Expansão térmica Vem... Contração Por que a atração gravitacional não colapsa a estrela? Partícula Expansão térmica Vai... Contração gravitacional Vem... Ar frio Chama acesa Enquanto existir equilíbrio: Diâmetro  invariável 90% vida fundindo H  He

Depois de passar 90% de sua vida fundindo He... Nebulosa Protoestrela Estrelas Gigante Vermelha Nebulosa Planetária Anã Branca Explosão Nova Estrela Nêutron Remanes. Supernova SupergiganteVermelha Explosão Supernova Buraco Negro Remanes. Supernova

Por que a gigante vermelha se forma? diminui H no centro ( Contgrav > Expterm  contração ) continua a contração ao redor do núcleo de He (mas não ocorre sua fusão) - AQUECIMENTO Aquecimento leva à fusão do H em uma camada ao redor do núcleo, a liberação de energia empurra as camadas mais externas de H, que expandem e esfriam (vermelho)  He H He Inicia a expansão Protoestrela  Estrela... H He …  He H H

A Gigante Vermelha Sol

“Explosão” Nova Parte da nuvem retorna ao centro (que continua colapsando) formando um disco de acrescão O resto da nuvem se desprega: Nebulosa Planetária o núcleo continua colapsando, esfriando lentamente. (queima resto H na superfície - aquece - branca) Só terão fusão de He estrelas próximas do limite superior de massa

No Sistema Solar Há cerca de 4 bilhões de anos a luminosidade solar era 70% menor Em 800 milhões de anos a Terra estará fora da Zona de Habitabilidade

Zona de Habitabilidade atual

Vênus Fora da Zona de Habitabilidade Planeta mais quente do Sistema Solar, por causa do efeito estufa

Marte Dentro da Zona de Habitabilidade Pequena gravidade superficial fez com que perdesse toda sua água líquida

E se a estrela for mais massiva.?.. Nebulosa Protoestrela Estrelas Gigante Vermelha Nebulosa Planetária Explosão Nova Anã Branca Estrela Nêutron Remanes. Supernova SupergiganteVermelha Explosão Supernova Buraco Negro Remanes. Supernova

Supergigante Vermelha Semelhante à Gigante Vemelha (diferença: massa) diminui H no centro - contração gravitacional continua a contração ao redor do He, que está se fundindo em C (100 000 000 ºC) - AQUECIMENTO Aquecimento leva à fusão do He ao redor do núcleo de carbono, e a energia liberada empurra as camadas mais externas de H e He, que expandem e esfriam (vermelho)  Inicia a expansão He C H He Protoestrela H  Estrela... H He …  He H

Remanescente Supernova H He … Fe U Pb Remanescente Supernova He C... Fe  H He C Si Fe O Superg. vermelha He C H He C

Supernova Antes explosão 1987 quando temperatura torna-se suficiente, ocorre a queima do carbono de forma explosiva (detonação do carbono), e de outros materiais até deixar um núcleo de Fe As camadas mais externas ricocheteiam no núcleo, sendo ejetadas violentamente o núcleo colapsa rapidamente

Estrelas de Nêutrons 4Ms < Massa Estrela < 8Ms Contração núcleo em torno do Fe que não funde Pressão gravitacional >> Pressão térmica Prótons e elétrons se fundem formando nêutrons Rotação extremamente rápida Surge intenso campo magnético Se eixo magnético  eixo rotação: PULSARES Nêutrons Elétrons Prótons He C... Fe Nêutrons 

Anã Branca x Estrela de Nêutrons Uma colher de chá = 1 tonelada!!! Estrela de Nêutrons: Uma colher de chá = 1 000 000 000 toneladas!!!!!

Estrela de Nêutrons Isso seria equivalente à: Uma massa de mais ou menos 4 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 kg comprimida em uma esfera de 20 km de diâmetro Massa do nosso Sol comprimida em uma esfera de 5 km de diâmetro Comprimir a Terra em uma esfera de 100 metros de diâmetro Comprimir toda a humanidade em um volume de um dado!!!

Estrela de Nêutrons Gravidade em uma estrela de nêutrons: 100 000 000 000 maior que na Terra Você pesaria o equivalente a 10 000 000 000 000 kg em uma estrela de nêutrons Para levantar uma pena você teria que fazer uma força 300 000 000 000 maior que aqui na Terra. Ou seja, seria a força necessária para levantar uma massa de 300 000 000 kg aqui na Terra Você teria a espessura de um nêutron: 0,000 000 000 000 1 centímetros!!!

Buraco Negro Buracos negros R ~ 3 km Massa Estrela > 9 Msol Contração contínua Deve ocorrer um colapso gravitacional Nem a luz escapa! R ~ 3 km Mfinal > 3 Ms densidade muito grande Buraco Negro He C... Fe 

Buraco negro Indícios de sua existência Fontes de raios-X (alta energia necessária) Movimento anômalo de estrelas

Tempo de vida de uma estrela Peso Leve Anã Branca Tempo de Vida Peso Médio Estrela de nêutrons Estrela Supernova Peso Pesado Buraco Negro (Planeta) Peso Pena 0,08 4 8 Massas solares

ZH em outros sistemas Estrelas muito grandes: tempo de vida muito curto Estrelas muito pequenas: pouca luminosidade Planetas teriam que ser muito próximos e sofreriam fortes efeitos de maré Um lado muito quente e o outro muito frio, a menos que a atmosfera seja bem densa

Efeitos de Maré Corpo pequeno orbitando outro grande Tamanho do bojo depende das massas, da distância e do material Tendência a sincronizar o período de rotação e translação, e tornar a órbita circular

ZH Galáctica Região com poucas supernovas Alta metalicidade Na Via Láctea: Faixa de 7 a 9 kpc do centro da nossa galáxia Região com poucas supernovas Alta metalicidade Vida complexa leva 4±1 bilhões de anos para se desenvolver

Resumo Observador externo encontraria indícios de vida na Terra: água líquida fonte ativa de compostos de carbono na atmosfera Ciclo do carbono e efeito estufa Zona de Habitabilidade Solar regiões onde há água líquida Vênus fica fora, a Terra e Marte dentro Zona de Habitabilidade Galáctica Supernovas e metalicidade

Fim