Estrelas Ednilson Oliveira

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

Esfera Celeste

Mitologia Grega

Mitologia Grega

Representação das Constelações

Constelações

Constelações do Hemisfério Sul

Constelações do Zodíaco São 13 as constelações zodiacais

Escorpião

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

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)

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

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

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 - 5 + A (Absorção interestelar)

Distância m x M - r (a.l.) Estrela Constelação  Cão Maior Sírius  Carina Canopus -0,72 x -2,5 - 74  Boeiro Arcturus -0,04 x 0,2 - 34  Cen A Rigel Kentaurus -0,01 x 4,4 - 4,3  Lira Vega 0,03 x 0,6 - 25  Or ion Betelegeuse 0,03 a 1,3 x -7,2 - 500 Capella 0,08 x -0,4 - 41  Cocheiro  Orion Rígel 0,12 x -8 - 815

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

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

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

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

Via Láctea - Conjunto de estrelas

O Sol é uma estrela típica O Sol é109X maior!

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

Grande Nebulosa de Orion

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

Proto Estrelas Emitem luz no infravermelho Não são visíveis! Não iniciou a fusão nuclear Tempo nesta fase de 30.000 a 30.000.000 de anos

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

Evolução das Estrelas

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

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

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

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

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

Gigante Vermelha Sobe a temperatura do núcleo Período de instabilidade 100 000 000K Período de instabilidade Pulsação Perda de massa Expansão de 100 a 1000x o raio solar

Anã Branca Diâmetro da Terra Muito densa 100 000xg da Terra 25 000 a 100 000 K Muito densa 100 000xg da Terra

Nebulosa Planetária 50 000 anos de vida Anã negra Anã branca

Tamanho comparativo das Estrelas

Classificação Espectral (Oh Be A Fine Girl, Kiss Me) Azuis e brancas, 35 000K Mintak, Alnitak B Azulada, 20 000K Rigel, Spica A Brancas, 10 000K Sirius, Vega F Branco amareladas, 7 000K Canopus, Procion G Amarelas, 6 000K Sol,  Cen K Alaranjadas, 4 000K Aldebaran, Arcturus M Vermelhas, 2 500 a 3 000K Antares, Betelgeuse

Estrelas da Sequência Principal Massa Luminosidade Tempo na S.P. Tipo espectral Solar Em anos O5 40 405 000 1 000 000 BO 15 13 000 11 000 000 AO 3.5 80 440 000 000 FO 1.7 6,4 3 000 000 000 GO 1.1 1,4 8 000 000 000 MO 0.5 0,08 KO 0.8 0,46 17 000 000 000 56 000 000 000

Diagrama H-R

Diagrama H-R

Diagrama H-R

Estrelas muito mais massivas que o Sol Reações nucleares mais violentas 600 000 000K Fusão até o ferro

Reações Nucleares de Estrelas Massivas Combustível nuclear Produtos nucleares Temperatura mínima Massa H He 4 000 000 0.1 Em Massa solar He C,O 120 000 000 0.4 C Ne, Na, Mg ,O 600 000 000 4 Ne O, Mg 1 200 000 000 8 O Si ,S, P 15 000 000 000 8 S Ni até Fe 2 700 000 000 8

Explosão: Supernova 1028 toneladas de TNT

Nebulosa do Caranguejo

Estrela de Nêutrons 1932 Descoberta da partícula 1933 Relação com Supernovas Apenas 10Km de raio 1 000 000K Emissão de raios-X

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

Buracos Negros Estrela colapsa Nem a luz escapa de seu campo de ação. 10 000 000K

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