Estrelas

Constelação de Órion – 1300 al

Nebulosa de Órion – 1.500 al

Nebulosa de Órion - 1500 al de extensão

Viagem por dentro
de Órion
Simulação baseado em dados do Hubble
ao centro o Trapézio

Berçário de estrelas – nascem juntas, mas são
dispersadas ao passarem pelos braços da Via Láctea.

Tarântula
(30 Doradus-GNM)
D=180.000 al
φ = 1.000 al
Óptico

Região de formação estelar. Se estivesse na posição de
Órion brilharia tanto que haveria sombra.
Cores do Hα
Cores do H- O - S

Bruxa
D=1.000 al
(iluminada
por Rigel
ao alto)

Saco de Carvão
(NGC4349)
(Caixinha de Jóias)
D = 7.000 al

Barnard 68
D = 650 al
φ =3 al
IC 2944
D = 5900 al
φ =1 al

NGC 602
(berçário)
D=210.000 al
PNM
Hubble

NGC 346
(berçário)
D=210.000 al
φ =19 al
PNM -
Hubble

LH 95 (berçário) → D=160.000 al na GNM → φ =150 al
Hubble

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)

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

Estrela dupla – Albiero na constelção do Cisne

Estrela múltipla – Teta Órion

Pleiades – D=400 al – φ=13 al – 3000 estrelas

M39 - D=800 al – φ =7 al – ±30 estrelas

M11
D=6000 al
±2900 estrelas
Estrelas
formadas a
250⋅106
anos

M 25
D=2000 al
φ =19 al
Estrelas azuis
formadas a
90⋅106
anos
Milhares de
estrelas

NGC1818 – D=180.000 al (Nuvem de Magalhães) – 20.000 estrelas

Omega Centauro - D=17.000 al - φ =150 al - 10⋅106
estrelas

Omega Centauro - Formado a 10⋅106
anos

Omega Centauro – zoom de 100.000 estrelas

47 Tucanae
D=13.400 al
φ=120 al

M13 - D=25.000 al - φ=145 al – 100.000 estrelas

NGC 6934 - D=50.000 al - φ= 50 al

Animação sobre
aglomerados
globulares

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

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

Tipo
Espectral
Tipo Tef
Massa (M
)
O5 40000 120
B0 28000 17
B5 15500 6
A0 9900 2,9
A5 8500 2,2
F0 7400 1,6
F5 6580 1,25
G0 6030 1,1
G5 5520 0,9
K0 4900 0,8
K5 4130 0,65
M0 3480 0,5
M5 2800 0,15

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

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

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

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

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

Produção de energia
Ciclo Próton-Próton
Ciclo Carbono

Estrelas Variáveis
Tipos:
•Intrínsecas:
• Eruptivas
• Pulsantes
• Rotacionais
• Cataclísmicas, explosivas e do tipo-Nova
•Extrínsecas:
•Eclipsantes (Sistemas binários)

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

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

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.

Altair
(estrela tipo Sol)
Manchas
estelares

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.

Animação
sobre variáveis
cataclísmicas

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.

Estrela dupla – Sirius A e B

Massa/MSol
Luminosidade/LSol
Temperatura
Efetiva (K)
Radio/RSol
Tempo de vida na
seqüência principal (anos)
0,10 0,003 2.900 0,16 2 trilhões
0,50 0,03 3.800 0,6 200 bilhões
0,75 0,3 5.000 0,8 30 bilhões
1,0 1 6.000 1,0 10 bilhões
1,5 5 7.000 1,4 2 bilhões
3 60 11.000 2,5 200 milhões
5 600 17.000 3,8 70 milhões
10 10.000 22.000 5,6 20 milhões
15 17.000 28.000 6,8 10 milhões
25 80.000 35.000 8,7 7 milhões
60 790.000 44.500 15 3,4 milhões
Alguns dados sobre as estrelas

Formação
de
disco
de
Poeira
SS

Helix–NGC7293 - D=450 al - φ=2,5 al - no céu tem o φ da Lua

OIII e H-α
Cat eye – NGC6543
Cores primárias Emissão N e O
Raio X

Animação sobre a
formação de Cat eye

Betelgeuse
Estágio pré-supernova.
1000 vezes maior que o Sol
e emite 100.000 mais luz
que ele.
Perde massa e encolhe
1%/ano.
Ejeção de massa do tamanho
do SS.

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

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.

Vela
D=1000 al
L=100 al
Explodiu entre
5000 e 8000
anos atrás

Animação sobre a
supernova que gerou a
nebulosa da Vela

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.

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.

Animação sobre a
formação de Crab

Crab (Hubble-WFPC2) - D=6.000 al (pulsar com 30 Hz)

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.

Crab (LargeBinocularTelescope) - 3 filtros - 36 Mpixels

Crab (NOAO – National Optical Astronomy Observatory) – Branco e Azul (do H)

Supernova de 1604
SN de Kepler

Nebulosa da Tarântula
na GNM
D= 180.000 al

Amimação sobre
explosão de
supernova

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.

Núcleo de NGC 1260
SN2006gy
O núcleo de NGC 1260, vista em raio-X
pelo Observatório espacial Chandra.

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.

Comparação do
tamanho de
nebulosas com o
tamanho da Lua

µ geminorum
η geminorum
IC443
D=5.000 al
φ=300 al
Explodiu a 30.000 anos

CrabM35
Simeis 147 NGC 2174 (em Órion)

Amimação sobre
Binárias
Coalescendo
(produzem mais energia nesse processo
que o Sol em toda a sua vida)

Supernovas
em outras
galáxias

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.

VV Cephei
M = 100 M
R = 1600-1900 R
L > 50-160.000 L
D = 8.000 al

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.

Estrela da
nebulosa
Peony
M = 150-200 M
R = 100 R
L > 3,5⋅106
L
D = 26.000 al

Eta Carina
M = 100-150 M
R = 300-340 R
L > 4,5⋅106
L
D = 10.000 al

Animação sobre a
formação de Novas

Estrela
de
Nêutrons
1 colher de chá
(5 ml) pesa 109
ton

A força gravitacional comprime prótons e elétrons
resultando em nêutrons e neutrinos

Magnetares
Estrelas de nêutrons
com grande campo
magnético.
10 trilhões de vezes
maior que o campo mag.
da Terra.
(um bom imã tem 1 T)

Animação sobre a
detonação de SN e
formação de BN

Animação sobre
acresção de massa
em um BN

Animação sobre BN
contra fundo estelar

Monocerotis - D=20.000 al
(por algum tempo brilhou 600.000 vezes mais que o Sol)

Bubble - D=110.000 al – φ =10 al

Abell 39
D=7.000 al
φ= 6 al
Apenas 10%
são esféricas

NGC 3132 - D=2.000 al - φ=2,6 al
(a ejeção veio da estrela mais fraca ao centro)

No infravermelho
Ring
D=2.300 al
φ=2,6 al
1.600 anos de idade

Eskimo
D=5.000 al
φ=1 al
10.000 anos de idade
(ventos com 33 km/s)

IC 3568
Fatia de limão
D=9.000 al
(800 vezes o diâmetro do SS)

NGC 2440 - D=4.000 al (estrela central com 200.000ºC)

40 – HUBBLE – cores do He, O, N e H
D=4000 al
φ=1 al

NGC 1929 - Superbolha
D=150.000 al na LMC
φ = 325x250 al

Viagem até a
Nebulosa
NGC 346

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

Boomerang - D = 5.000 al - φ = 2 al
luz polarizada

M2-9
(10 vezes maior que o SS)
(1.200 anos de idade)
Pelo Gemini

Egg
D=3.000 al
(ventos com 20 km/s)
Em luz polarizada

Hourglass
Esquema
da
explosão

Retângulo Vermelho
HD44179
D = 2.300 al

Ant - D=6.000 al – L =150 al

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

P e B (banda
K)
Banda K
filtro vemelho
Óptico

Guitar – Estrela de Nêutrons se desloca a 1600 km/s, e
deixa uma onda de choque – D= 6,5 al

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

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.

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
.

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.

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.

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)

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.

Nebulosa Íris
Em torno dela
existem vastas
nuvens
moleculares
frias onde
existem
complexas
moléculas de
carbono
(hidrocarbonetos
policíclicos
aromáticos)
com φ = 30 al

Nebulosa Íris
No centro
uma estrela
recém
formada e
poeira que
difunde sua
luz.
φ = 4 al

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

Animação sobre
chuveiro de raios
cósmicos

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