42. Roseta
D=5.000 al
φ =100 al
No centro o
aglomerado estelar
com estrelas jovens
brilhantes formadas
a 4⋅106
anos. Seus
ventos estelares
estão cavando um
buraco no centro da
nebulosa
(Hubble )
(S-vermelho)
(H-verde)
(O-azul)
43. Tempo para a nucleação de uma
Estrela
0,1 M − 109
anos
1 M − 15⋅106
anos
10 M − de 10.000 a 100.000 anos
62. Classificação espectral
O - Estrelas azuis, com Tef ≈ 20 a 40.000 K, apresentam linhas de
HeII (uma vez ionizado), ultravioleta forte e linhas do HI (neutro)
fracas. Ex: Mintaka
B - Estrelas branco-azuladas, com Tef ≈ 15.000 K, com linhas de HeI
em absorção e as linhas do HI visíveis. Ex: Rigel e Spica
A - Estrelas brancas, com Tef ≈ 9.000 K, com linhas de HI muito
fortes. Ex: Sírius e Vega
F - Estrelas branco-amareladas, com Tef ≈ 7.000 K, com linhas de
metais. As linhas do HI são mais fracas, mas ainda são bem
visíveis. Ex: Canopus e Procyon
G - Estrelas amarelas, com Tef ≈ 5.500 K, como o Sol, com fortes
linhas de metais e HI fraco. Exs: Sol e Capela
K - Estrelas alaranjadas, com Tef ≈ 4.000 K, com linhas metálicas
dominantes. Ex: Acturus e Aldebarã
M - Estrelas vermelhas, com Tef ≈ 3.000 K, com bandas moleculares
muito fortes. Ex: Betelgeuse e Antares
°
A
64. Relação Massa-Luminosidade
M ≥ 3M ⇒ L ∝ M3
3M ≥ M ≥ 0,5M ⇒ L ∝ M4
M ≤ 0,5M ⇒ L ∝ M2,5
As massas das estrelas
variam entre 0,08 e 150 vezes a M,
ao passo que
as luminosidades
variam entre 10-4
e 10+6
vezes a L
66. Classificação de luminosidade
Ia - Supergigantes superluminosas. Ex: Rigel
(B8Ia)
Ib - Supergigantes. Ex: Betelgeuse (M2Ib)
II - Gigantes luminosas. Ex: Antares (MII)
III - Gigantes. Ex: Aldebarã (K5III)
IV - Subgigantes. Ex: α Crucis (B1IV)
V - Anãs (seqüência principal). Ex: Sírius (A1V)
°
A
67. Comparação
de
tamanhos
• Estrela quente (O5):
R = 1,25x107
km = 18 RSol
• Estrela fria (M5):
R = 2,23x105
km = 0,32 RSol
• Gigante vermelha (Betelgeuse):
R = 5,22x108
km = 745 RSol
= 1,5 órbita de Marte
• Anã Branca (Sirius B):
R = 13.919 km = 2RTerra
• Estrela de Nêutrons:
R = 20 km
• Buraco Negro:
R = 3km
68.
69.
70. A maior estrela conhecida e uma das mais luminosas,
VY Canis Majoris localizada na constelação de Cão
Maior, a distância de 5000 al, com 40 M e 2000 R.
°
A
71. Populações estelares
População I
- Local: disco galáctico e aglomerados abertos situados no disco
- Idade: entre 0 a 10 bilhões de anos
- Metalicidade: 0,1 a 2,5 vezes a solar
- Cinemática: órbitas circulares
População II
- Local: bojo e halo galáctico, e aglomerados globulares ali
existentes
- Idade: entre 10 a 15 bilhões de anos
- Metalicidade: halo – entre 0.0001 a 0.03 da metalicidade solar
bojo – entre 1 a 3 da metalicidade solar
°
A
72. Tempo de vida das Estrelas
De 0,5 M a 1 M ∼ de 200⋅109
a 10⋅109
anos
De 1,5 M a 3 M ∼ de 3⋅109
a 500⋅106
anos
De 15 M a 25 M ∼ de 15⋅106
a 3⋅106
anos
75. Variáveis Eruptivas
A luminosidade variável dessas estrelas é causada por erupções,
originadas por processos violentos que ocorrem em suas
cromosferas.
As mudanças na luminosidade são acompanhadas por ejeções de
matéria (vento estelar).
Eta Carina
76. Variáveis Pulsantes
Nessas estrelas a variabilidade decorre da expansão e
contração de suas camadas superficiais. As pulsações
podem ser radiais ou não radiais. As pulsações modulam
a luminosidade da estrela, causando variações periódicas
ou semi-periódicas em escalas de tempo que podem
variar de alguns minutos ou horas até algumas dezenas
de anos ou séculos.
Cefeidas
e
RR Lyrae
77. Variáveis rotacionais
São estrelas com uma distribuição superficial de
brilho
não-uniforme ou com formato elipsoidal.
A variabilidade é causada pela rotação da estrela
em relação ao observador.
A distribuição não-uniforme do brilho pode ser
causada pela presença de manchas ou por
qualquer outra desuniformidade na atmosfera da
estrela, produzida pelo campo magnético.
79. Variáveis cataclísmicas e explosivas
Nas variáveis explosivas, as explosões são causadas por processos
termonucleares em suas camadas superficiais (Novas),
ou pelo colapso de seus núcleos (Supernovas).
Estas estrelas liberação de energia muito intensa e rápida.
Uma variável cataclísmica é um sistema em que uma das
componentes é uma estrela anã branca quente rodeada por um
disco de acresção formado por matéria proveniente de
companheira maior e mais fria.
82. Sistemas binários eclipsantes
A causa da variabilidade é decorrente de eclipses, quando uma
das estrela transita em frente da outra, obstruindo total ou
parcialmente a passagem de sua luz.
Durante o eclipse, a intensidade da luz do par sofre uma
variação.
111. NGC 6888 - Nebulosa Crescente - (Estrela Wolf-Rayet)
Vento estelar de 1.250 km/s
D = 5.000 al
M = 35 M
φ = 25 al
Perde 1 M/10.000 anos
Luzes do H e O
115. Nebulosa Simeis 147 ou Sh2-240
Cobre quase 3º (6 Luas Cheias) no céu.
150 anos-luz de largura.
3.000 anos-luz de distância.
Emissão do H e do O.
Explodiu a cerca de 40 mil anos.
Há também um pulsar.
121. RCW86 é a 1ª supernova documentada por astrônomos
chineses em 185 d.c. Permaneceu no céu durante 8 meses.
É de tipo Ia, (explosão de uma anã branca).
A combinação dos dados de 4 telescópios criaram a
imagem.
As imagens de raios X vem do observatório Newton da
ESA e do Chandra, da Nasa, que foram combinadas para
formar o azul e o verde, mostram que o gás interestelar se
aqueceu a milhões de graus devido à onda de choque.
Os dados infravermelhos vem do Spitzer, da Nasa, e da
sonda Wise (Wide-field Infrared Survey Explorer), são o
amarelo e vermelho, e revelam o pó que chega perto do
zero absoluto.
Está a aproximadamente a 8.000 al, e tem 85 anos luz de
diâmetro, é um pouco maior que a lua cheia.
124. Foi a mais brilhante
supernova registrada.
Tinha de 2,5 a 3 vezes o
tamanho de Vênus.
Seu brilho atingiu 1/4
do brilho da Lua.
A luz era tão intensa
que projetava sombra!
Seus restos foram
encontrados em 1965.
Tem hoje 65 al de
diâmetro e está se
expandindo a cerca de
2800 km/s.
130. Crab (ESO)
Seis vezes mais
brilhante do que
o planeta Vênus.
Visível ao meio-
dia.
Foi possível vê-
la de dia durante
23 dias.
Permaneceu
visível no céu
noturno por 653
dias.
144. SN2006gy foi extremamente energética.
A estrela originária deveria ter uma massa de150 sóis,
muito acima das previsões teóricas, que não previam
massas superiores a 100 sóis.
Ocorreu na galáxia NGC 1260 a
250 milhões de anos-luz.
Com essa massa, na explosão, ela pode produzir cerca
de 20 M de ferro.
145. Núcleo de NGC 1260
SN2006gy
O núcleo de NGC 1260, vista em raio-X
pelo Observatório espacial Chandra.
147. Esta explosão de supernova foi tão intrinsecamente
brilhante que pode ser vista a 4,7 bilhões de anos luz
de distância, com um pequeno telescópio.
SN 2005ap foi a mais enérgica supernova tipo II.
Foi a mais brilhante supernova registada, duas vezes
mais brilhante que a detentora do recorde anterior,
SN 2006gy.
A SN 2005ap foi duas vezes mais brilhante em seu
pico, que a SN 2006gy, mas não foi tão energética no
global.
A SN 2005ap foi ± 300 vezes mais brilhante do que o
normal para uma supernoiva tipo II.
156. Hipernovas
Uma hipernova é um tipo de supernova
100 vezes mais intensa, produzido
quando estrelas excepcionalmente
grandes detonam.
Em uma hipernova, o núcleo colapsa
diretamente em um buraco negro e dois
jatos extremamente energéticos de
plasma são emitidos de seus pólos
rotatórios na velocidade próxima a da luz.
Esses jatos emitem raios gama intensos e
são uma explicação para as explosões de
raios gama.
157. VV Cephei
M = 100 M
R = 1600-1900 R
L > 50-160.000 L
D = 8.000 al
158. Estrela da
nebulosa Pistola
M = 150 M
R = 300-340 R
L > 10⋅106
L
D = 25.000 al
A nebulosa é gás
expelido pela estrela
com 4 al de diâmetro,
a mais ou menos
4 ou 6 mil anos.
199. O vento se desloca a
164 km/s.
A ejeção de massa
iniciou a 1500 anos,
(1/1000 M /ano).
A rápida expansão a
tornou a região mais
fria que se conhece
do Universo.
Observações
revelaram que a
temperatura da
nebulosa é 1,15 K!
É o único objeto que
se conhece mais frio
que a temperatura
da radiação cósmica
de fundo, que é de
cerca de 3 K.
Boomerang
208. Nebulosa Rotten egg
(Calabaça)
(Ejeção de massa para meios
de densidades diferentes –
ventos com 190.000 km/s,
fluindo por 1.000 anos)
φ = 1,4 al
D = 5.000 al
Cores
do
H e N
209. P e B (banda
K)
Banda K
filtro vemelho
Óptico
211. Guitar – Estrela de Nêutrons se desloca a 1600 km/s, e
deixa uma onda de choque – D= 6,5 al
212. Mão
Com 1700 anos
de idade o pulsar
(centro luminoso)
produz uma
nuvem de
partículas de alta
energia.
Os pontos
brilhantes são
regiões aquecidas
pela radiação
emitida pelo
pulsar mais
abaixo
215. Contém gás, onde 90% é H, e poeira, semelhante a
pó de giz ou fumaça, na forma de nuvens individuais,
e também em um meio difuso.
Contém tipicamente um átomo de hidrogênio/cm3
(± 100 grãos de poeira/km3
).
Aproximadamente 10% da massa da Via Láctea, é
composta de gás interestelar, a poeira é menos de 1%.
A temperatura média é de -173ºC.
O hidrogênio neutro (HI) emite uma linha espectral no
comprimento de onda de 21 cm, que é usada para
mapear a distribuição desse gás e que teve um papel
chave na determinação da estrutura espiral da Via
Láctea.
216. O meio interestelar contém gás H e poeira,
semelhante a pó de grafite ou fumaça,
silicatos e gelo de água, em grãos de vários tamanhos,
mas muito menores do que a poeira aqui na Terra,
na forma de nuvens individuais ou difuso no meio.
Contém tipicamente um átomo de hidrogênio/cm3
e ± 100 grãos de poeira/km3
.
217. Aproximadamente 10% da massa da Via Láctea, é
composta de gás interestelar, a poeira é menos de 1%.
A temperatura média é de -173ºC.
O hidrogênio neutro (HI) emite uma linha espectral no
comprimento de onda de 21 cm, que é usada para
mapear a distribuição desse gás e que teve um papel
chave na determinação da estrutura espiral da Via
Láctea.
218. Moléculas Interestelares
As primeiras moléculas interestelares foram
descobertas em 1937, na forma CH, CH+
,
e cianogênio CN.
Hidrogênio molecular H2 e o monóxido de
carbono CO foram descobertos nos anos 1970.
219. Muitos outros tipos de moléculas foram
encontradas desde então:
amônia NH3
benzeno C6H6
acetona (CH3)2
água H2O
álcool etílico C2H5OH
ácido fórmico H2CO2
metanoato de etila CHO2C2H5
cianeto de n-propila (C3H7CN)
220. Baseado principalmente nas observações de
CO, indentifíca-se nuvens moleculares,
com milhões de massas solares,
medindo até 600 anos-luz.
As estrelas se formam nas partes mais densas
destas nuvens.
O satélite infravermelho Spitzer encontrou
hidrocarbonatos aromáticos policíclicos
em uma nuvem remanescente de supernova,
indicando, que mesmo estas explosões
energéticas, não conseguem destruir estas
moléculas complexas.
221. Nebulosa Íris
Em torno dela
existem vastas
nuvens
moleculares
frias onde
existem
complexas
moléculas de
carbono
(hidrocarbonetos
policíclicos
aromáticos)
com φ = 30 al
223. Moléculas Orgânicas Supercomplexas no
Espaço Interestelar
(janeiro 2011)
A antracina, uma das moléculas orgânicas
mais complexas já descobertas no meio
interestelar, o que poderá indicar, que pode
haver produção de moléculas orgânicas
no espaço.
O próximo passo é investigar a presença de
aminoácidos.
224. As moléculas como a antracina são prebióticas,
quando sujeitas à radiação ultravioleta e
combinadas com água e amônia, podem
produzir aminoácidos e outros compostos
essenciais para o desenvolvimento da vida.
Até agora, a antracina tem sido apenas
detectada em meteoritos e nunca no meio
interestelar.
As formas oxidadas desta molécula são
comuns em sistemas vivos e são ativas
bioquimicamente.
225. No nosso planeta, a antracina oxidada é um
elemento básico da aloé e tem propriedades
anti-inflamatórias.
As novas descobertas sugerem que uma boa
parte destes componentes-chave da química
prebiótica terrestre podem estar presentes na
matéria interestelar.
A naftalina já havia sido descobreta em 2009,
no mesmo lugar.
227. O físico austríaco V. F. Hess, em 1911,
descobriu que partículas carregadas,
principalmente prótons, altamente
energéticas, atingiam a Terra vindas do
espaço, os chamados raios cósmicos.
228. Nosso corpo é atravessado por mais de 3
milhões de raios cósmicos a cada 8 horas.
Essas partículas possuem energias, trilhões de
vezes maiores do que podemos obter
em nossos laboratórios.
229. Os raios cósmicos não podem ser gerados pelas
estrelas. As partículas dos ventos estelares, têm
energias muito menores.
A origem dos raios
cósmicos mais
energéticos ainda
não é conhecida, mas
explosões de
supernovas e núcleos
ativos de galáxias,
com buracos negros
centrais, são os mais
prováveis.
230. Alguns pesquisadores acham que são os raios
cósmicos que provocam o raios
de uma tempestade.
Ao atingirem a atmosfera superior da Terra,
estas partículas muitas vezes se desintegram
em dezenas de outras partículas,
causando os chuveiros de partículas.