Observatório do CDCC - USP/SC

Apresentação em tema: "Observatório do CDCC - USP/SC"— Transcrição da apresentação:

1 Observatório do CDCC - USP/SC

2 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 Endereço: Av. Trabalhador São-Carlense, n.400 São Carlos-SP Tel: 0-xx (Observatório) Tel: 0-xx (CDCC) Localização: Latitude: 22° 00' 39,5"S Longitude: 47° 53' 47,5"W Imagem: O Inicio do Observatório

3 Sessão Astronomia

4 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: 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.

5 Mundos habitáveis

6 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?

7 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

8 Ciclo do Carbono

9 Estabilidade do clima Efeito estufa
fenômeno natural agravado pela ação humana

10 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

11 Evolução estelar Como saber sobre a vida das estrelas?

12 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

13 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...

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

15 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

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

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

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

19 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

20 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

21 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

22 A Gigante Vermelha Sol

23 “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

24 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

25 Zona de Habitabilidade atual

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

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

28 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

29 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 ( 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

30 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

31 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

32 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 

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

34 Estrela de Nêutrons Isso seria equivalente à:
Uma massa de mais ou menos 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!!!

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

36 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 

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

38 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

39 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

40 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

41 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

42 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

43 Fim