Aula(março 21)

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Aula(março 21)

  1. 1. MANOEL ALVES RODRIGUES JUNIOR EVOLUÇÃO ESTELAR UNIVERSIDADE FEDERAL DE GOIÁS INSTITUTO DE ESTUDOS SÓCIO-AMBIENTAIS GOIÂNIA, 2014
  2. 2. Evolução Estelar Terra, 21 de Março de 2013 d.C.Terra, 05 de dezembro de 7 000 000 000 d.C.
  3. 3. O Ano Novo que chegou traz consigo poucos motivos para celebrar. Não há ninguém presente para marcar sequer sua passagem. A superfície da Terra é um deserto irreconhecível e tórrido. O Sol cresceu até um tamanho enorme, tão grande que o seu disco vermelho enche praticamente o céu diurno.
  4. 4. O Planeta Mercúrio e, depois, Vênus já foram “engolidos”, e agora os tênues limites exteriores da atmosfera solar ameaçam alcançar a órbita da Terra.
  5. 5. Os oceanos, produtores de vida na Terra há muito que se evaporaram, primeiro num cobertor pulverizado e esterelizado de vapor d´água e, depois no espaço.
  6. 6. Para trás ficou apenas uma superfície rochosa e estéril. Ainda é possível descobrir os vestígios de linhas costeiras antigas, bacias oceânicas e os restos corroídos dos continentes.
  7. 7. Ao meio-dia, a temperatura atinge cerca de 1700ºC e a superfície rochosa começa a derreter. O equador já está praticamente envolto numa vasta miscelânea de lava incandescente, que arrefece para formar uma fina crosta cinzenta quando o Sol distendido mergulha no horizonte todas as noites.
  8. 8. Agora, o perfil de um penhasco antigo vai se debatendo sob o calor intenso do Sol. Uma parte da rocha fende-se, provocando um desmoronamento e expondo um fóssil perfeitamente conservado de uma folha de carvalho. Esse vestígio de um antigo e distante mundo verde funde-se lentamente sob o calor inexorável. Em breve a Terra inteira emitirá um vermelho incandescente
  9. 9. Formação do Universo e formação do Sol Formação do Sol 10 bilhões de anos 4,6 bi Sol Atual Big-Bang Evolução Estelar
  10. 10. Evolução Estelar
  11. 11. Nebulosa Eta Carina 2% da matéria interestelar é de grãos de poeira de C, N e O 98% da matéria interestelar é de gás Nuvens de gás e poeira: ~1000 partículas/cm3 ~100 a 200 K
  12. 12. Evolução Estelar Nuvens celestes (observações) Podem ter muitos tamanhos, densidades e cores diferentes As menores são pequenas manchas escuras e densas, chamadas de <<glóbulos>> (~1 a.l.) As maiores (~100 a.l.) Moléculas (hidrogênio molecular) Quando existe na nebulosa uma nova estrela, esta ioniza os gases e produz uma espécie de nebulosa brilhante (região HII)
  13. 13. Evolução Estelar Fases da formação e da vida de uma estrela Uma parte mais densa da nuvem molecular colapsa, destacando-se na nuvem. A região central é mais densa e quente e forma a proto-estrela, o disco em rotação evolui e pode formar um sistema planetário A queda da matéria é interrompida quando se iniciam as reações de fusão nuclear no centro da proto-estrela.
  14. 14. Evolução Estelar Fases da formação e da vida de uma estrela 1. Contração gravitacional 2. Aumento da pressão e temperatura na região central 3. Fusão nuclear FORMA ESFÉRICA: Equilíbrio entre as reações termonucleares e a gravidade Conservação do momento angular
  15. 15. Evolução Estelar Poeira e gás Núcleo:aquecimento e aumento da pressão T T < 0,08 M(sol) T<8milhões K T>=8milhões K Anã marrom ????? Fases da formação e da vida de uma estrela
  16. 16. Evolução Estelar Nascimento M42 (Nebulosa de Órion) Constelação de Órion Janeiro (hemisfério sul)
  17. 17. Evolução Estelar Março (Hemisfério sul) NGC 3372 (Nebulosa da Carina) Constelação da Carina
  18. 18. Evolução Estelar Classificação mássica e temporal Massas solares 0 Planeta (anã-marron) Tempodevida
  19. 19. Evolução Estelar Diagrama HR (Henry Russel e Ejnar Hertzprung) Se apresentarmos num diagrama todas as estrelas para as quais é conhecida sua magnitude absoluta (luminosidade) e a classe espectral, obtém-se um gráfico em que nem toda área está ocupada por estrelas observadas. Existem certas regiões bem definidas onde a maioria das estrela se localizam, indicando que existe uma relação bem definida entre luminosidade e temperatura efetiva.
  20. 20. Evolução Estelar Relação massa-luminosidade Representando num diagrama logarítmico a luminosidade e a massa para um grupo de estrelas da seqüência principal, observa-se que existe uma correlação linear entre estas duas magnitudes. Esta relação massa- luminosidade empírica para as estrelas da seqüência principal, descoberta nas estrelas binárias, afirma que, quanto mais massiva é uma estrela, maior luminosidade emite, sendo que a luminosidade da estrela é aproximadamente proporcional à sua massa elevada a 3,5.
  21. 21. Fases da formação e da vida de uma estrela Proto- estrela Nasceu a estrela! Pré- seqüência principal Seqüência principal Estágios finais
  22. 22. Evolução Estelar Sol Subgigante Gigante Vermelha Luminosidade(emunidadessolares) Temperatura superficial (K) Região de fusão nuclear Evolução de uma estrela como o Sol (1 - Gigante vermelha)
  23. 23. Evolução Estelar Sol Subgigante Gigante Vermelha Luminosidade(emunidadessolares) Temperatura superficial (K) Gigante vermelha Anã Branca Nebulosa Planetária Anã Branca Evolução de uma estrela como o Sol (2 – Anã branca)
  24. 24. Evolução Estelar Fevereiro (Hemisfério sul) Constelação do Centauro NGC 3918 Nebulosa planetária
  25. 25. Evolução Estelar Nebulosa planetária Nebulosa planetária é um nome “confuso” pois nada tem a ver com PLANETAS!
  26. 26. Evolução Estelar 1. Proto-estrela (contração gravitacional da nuvem de gás é poeira. 2. Estrela estável da sequência principal que brilha a custa da fusão nuclear. 3. Evolução para gigante-vermelha (quando se forma o núcleo de Hélio) 4. Gigante vermelha que brilha à custa da fusão do Hélio. 5. Estrela variável, formação do núcleo de Carbono. 6. Nebulosa planetária, invólucro de Hidrogênio lançado para o espaço. 7. Anã-branca, massa concentrada no centro de uma estrela com um tamanho semelhante ao da Terra. 8. Anã-negra, estrela morta, no espaço. Evolução de uma estrela como o Sol
  27. 27. Evolução Estelar Evolução de uma estrela de grande massa Luminosidade(emunidadessolares) Temperatura superficial (K) Sol
  28. 28. Evolução Estelar Evolução de uma estrela de grande massa 600 milhões de K Colapso até C >> Mg Aumento de T C >> N >> Si >> Fe 100 milhões Lʘ Uma caneca feita desse material “pesaria” pelo menos 10 bilhões de toneladas!
  29. 29. Evolução Estelar Evolução de uma estrela de grande massa 1. Proto-estrela (contração gravitacional da nuvem de gás é poeira. 2. Estrela estável da sequência principal que brilha a custa da fusão nuclear. 3. Evolução para gigante-vermelha (quando se forma o núcleo de Hélio) 4. Estrela variável. 5. Supernova. 6. ?
  30. 30. Evolução Estelar Supernova 1987A em 1969 Supernova 1987A em Fev/1987 Janeiro (Hemisfério sul) Evolução de uma estrela de grande massa
  31. 31. Supernova gera: Nebulosas que geram: Estrelas e os Planetas metálicos e rochosos e a VIDA (material)
  32. 32. Evolução Estelar Evolução de uma estrela de grande massa Restos de supernovas
  33. 33. Evolução Estelar Evolução de uma estrela de grande massa
  34. 34. Evolução Estelar Massa do núcleo deixado para trás for 1,5 a 3 vezes maior que a do sol Evolução de uma estrela de grande massa Temperatura superficial acima de 1 milhão graus K Massa: 1,46 Msol Raio de cerca de 20 km Densidade de ρ=1014g/cm3. Uma estrela de nêutrons roda sobre si mesma e, ao libertar vibrações de ondas de rádio, são chamadas (algumas) de PULSARES!
  35. 35. Evolução Estelar Evolução de uma estrela de grande massa Se estiver de dieta, uma estrela de nêutrons é realmente um lugar deprimente para visitar… 70kg Sensação 1895 kg Sensação 91 000 000 kg Sensação 9 800 000 000 000 kg Finalmente, a pulsar abranda, pára e desaparece…
  36. 36. Evolução Estelar Dezembro (Hemisfério sul) Estrela de nêutrons do caranguejo NGC 1952 Estrela de Nêutrons
  37. 37. Evolução Estelar Registros chineses (1054 d.C) indicam que ela foi 4 vezes mais brilhante do que Vênus e visível por 23 dias Estrela de Nêutrons
  38. 38. Evolução Estelar Massa do núcleo deixado para trás for maior que 3 vezes maior que a do sol Evolução de uma estrela de grande massa Concepção artística Buraco Negro
  39. 39. Evolução Estelar Buracos negros Como sabemos que estão lá? Quando cientistas verdadeiramente inteligentes como Albert Einstein e Stephen Hawking conceberam a maneira como o universo se formou, houve alguns pormenores que necessitaram de ser selecionados. Eles compreenderam que os BURACOS NEGROS tinham de existir para completar as suas teorias. Embora ninguém consiga ver os buracos negros, a sua gravidade é tão forte que afeta as estrelas e outros objetos à sua volta. Quando as estrelas distantes parecem deslocar-se de maneira estranha, isto pode ser explicado devido à proximidade de um buraco negro.
  40. 40. Evolução Estelar Buracos Negros Estelares: originados a partir da evolução de estrelas massivas e portanto com massa da ordem das massas estelares. Buracos negros Supermassivos: encontrados nos centros das galáxias, com massas de milhões a um bilhão de vezes a massa solar, provavelmente formados quando o Universo era bem mais jovem a partir do colapso de gigantescas nuvens de gás ou de aglomerados com milhões de estrelas. Tipos de buracos negros
  41. 41. Evolução Estelar Galáxia Constelação Distância (em anos-luz) Luminosidade Bilhões de vezes a Luminosidade solar Massa (Sol = 1) Galáxia (Via Láctea) 2.800 1.9 2.000.000 NGC 224 / M31 Andrômeda 2.300.000 5.2 30.000.000 NGC 221 / M32 Andrômeda 2.300.000 0.25 3.000.000 NGC 3115 Sextante 27.000.000 14.2 2.000.000 NGC 4258 Cão caçador 24.000.000 1.3 40.000.000 NGC 4261 Virgem 90.000.000 33 400.000.000 NGC 4486 / M87 Virgem 50.000.000 56 3.000.000.000 NGC 4594 / M104 Virgem 30.000.000 47 1.000.000.000 NGC 3377 Leão 32.000.000 5.2 100.000.000 NGC 3379 Leão 32.000.000 13 50.000.000 NGC 4486b Virgem 50.000.000 0.82 500.000.000 Buracos Negros
  42. 42. Nuvem estelar com protoestrelas Imagens sem escala Pequena estrela Grande estrela Gigante vermelha Supergigante vermelha Nebulosa Planetária Supernova Anã Branca Estrela de Nêutrons Buraco Negro Evolução Estelar
  43. 43. Evolução Estelar Como divertimo-nos com um buraco negro Se alguma vez “encontrar” com um buraco negro, há uma boa experiência que pode realizar: Necessita: •Dê um grande relógio que possas ver a grande distância. •Algum professor chamado Paulo que não se importe de cair em um “universo paralelo”. 1. Dê ao Prof. Paulo o relógio para ele segurar. 2. Fá-lo andar em direção ao horizonte de acontecimentos do buraco negro.
  44. 44. Evolução Estelar Como divertimo-nos com um buraco negro 3. Observa o relógio. À medida que o Paulo se aproxima mais, ´você verá o relógio abrandar cada vez mais, e quando ele atinge o horizonte ele parará. 4. Diz adeus ao Prof. Paulo…
  45. 45. Evolução Estelar Como divertimo-nos com um buraco negro O que acontece depois disso é conjectura dequalquer pessoa, mas algumas pessoas pensam que ele poderia emergir num outro universo. Uma maneira de entender APROXIMADAMENTE o que é SINGULARIDADE PARA PRINCIPIANTES: Outra maneira… Escolhe o teu número favorito e… DIVIDA-O POR ZERO!
  46. 46. Evolução Estelar Buraco Negro Junho (Hemisfério sul) Massa 1 bilhão de vezes a massa do Sol Andrômeda (~30 milhões) Via Láctea ( 4 milhões)
  47. 47. Evolução Estelar “Suspeito que o Universo É não só mais estranho do que supomos, Mas mais estranho do que podemos supor.” John S.B. Haldane (1892-1964) Geneticista e biólogo briânico. Fim…?!
  48. 48. Os calendários e sua contribuição para o desenvolvimento da Astronomia Páginas em português na internet 3 3 http://www.cdcc.sc.usp.br/cda/ http://www.inpe.br/ http://www.astro.iag.usp.br/ http:www.fisica.ufmg.br/OAP/ http://www.on.br/ http://www.ufrj.br/ov http://aigusp.usp.br/sab/ http://gnavegacoes.cjb.net/ http://www.ciencia-cultura.com/ciencias.html http://www.uranometrianova.pro.br/astronet/astronet.htm http://www.conviteafisica.com.br/home_fisica/revistas.htm http://www.sbfisica.org.br/ http://www.labvirt.if.usp.br/ http://www.zenite.nu/ http://www.achetudoeregiao.com.br/Astronomia/astronomia.htm http://www.iscafaculdades.com.br/relea/ http://www.todooceu.com/home.html http://www.solarviews.com/portug/terms.htm http://www.apac-eureka.org/revista/Larevista.htm

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