Apresentao do PowerPoint

INSTITUTO DE CINCIAS EXATAS E DA NATUREZA ICENCURSO DE CINCIAS DA NATUREZA E MATEMTICADISCIPLINA: Tpicos de AstronomiaDOCENTE: Dr. Michel Lopes GranjeiroDISCENTES: Antnio Isael Paz Pires, Brbara Vitria Oliveira Jac, Maria Jssica Dayane, Paulo Ricardo Gonalves Pereira, Rodolfo Ferreira de Oliveira Estrelas

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SumrioESTGIOS DE EVOLUO ESTELARFORMAO DO SOLASPECTOS FSICOS, DIMENSES E DISTNCIASCAMADAS SOLARESCOMPARAES COM OUTRAS ESTRELASA MORTE DO SOL2

Pra incio de conversa...O que so estrelas?Do que se constituem?Porque as estrelas brilham?Como se formam?O que determina a cor de uma estrela?Como morrem?O que viram depois que morrem?Qual a fator determinante da vida e morte de uma estrela?

Essas e outras questes nesta quinta, na aula de Astronomia

3O que so estrelas?Estrelas so gigantes e luminosas esferas de plasma, as quais se mantm estveis por conta da gravidade e da enorme presso gerada pela fuso termonuclearAs estrelas brilham porque no interior delas ocorre a fuso do Hidrognio em Hlio e, em decorrncia disso, produzem uma enorme quantidade de energia, tanto trmica quanto luminosa

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FIGURA 1 Fotografia tirada pelo Telescpio Hubble mostrando Sirius, a estrela mais brilhante do cu noturno. Sirius A ( frente) e Sirius B (ao fundo).5

ESTGIOS DE EVOLUO ESTELAR

O Nitrognio em nosso DNA, o Clcio em nossos ossos, o Ferro em nosso sangue, o Carbono em nossas clulas. Fomos formados no interior de estrelas em colapso. Ns somos poeira das estrelasCarl Sagan67

Ciclo de vida estelarAssim, como tudo o que possui vida, as estrelas:

Nascem

Evoluem

Morrem8

9O Nascimento - NebulosasNebulosas As maternidades interestelares

10FIGURA 2 Nebulosa Cabea de Cavalo, na esfera celeste se localiza prximo constelao de rion 11

O Nascimento - Nuvens de Poeira11

12O Nascimento - Glbulos

O Nascimento - Protoestrelas13Protoestrelas e Disco de Acreso

14FIGURA 3 Representao Artstica de uma Protoestrela (ao centro) rodeada por um enorme disco de gs e poeira o disco de acreso.As estrelas falhas Ans Marrons

15FIGURA 4 Ans marrons so estrelas que no conseguiram dar inicio efetivo fuso termonuclear devido pouca massa cerca de 10 a 70 vezes a massa de Jpiter, mas possuem dimenses similares ao mesmo

FIGURA 5 Jpiter, o maior planeta do Sistema Solar, acredita-se que Jpiter uma an marrom, que devido pouca massa no virou estrela tal como o Sol Sequncia principal das estrelas chamada sequncia principal o intervalo de tempo em que a estrela est estvel, ou seja, tem hidrognio suficiente para manter suas atividades nucleares.

Luta incessante contra a gravidade17

FIGURA 6 No incio a gravidade quer formar a estrela, depois ela quer destru-laDiagrama H-RO comprimento de onda emitido pela luz da estrela est diretamente condicionado massa que ela possui.

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Tipos de EstrelasA vida ps-sequncia principal e a Morte EstelarA Massa como fator determinante na vida e morte das estrelas20Se uma protoestrela tiver pouca massa ela no ir para a sequncia principal e virar an marromUma estrela formada com massa relativamente baixa, o mnimo suficiente para iniciar a fuso termonuclear viver mais, por exemplo as Ans VermelhasEstrelas com massas intermedirias, como o Sol, vivero muito tempo, no tanto que nem as Ans Vermelhas, mas tero cerca de 10 bilhes de anos de existncia e tero uma morte agonizante e silenciosaEstrelas mais massivas vivem menos e possuem finais catastrficos

20O destino final de uma estrela depende de sua massa

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An Branca22Ans VermelhasNo se sabe ao certo como elas morrem, pois nenhuma an vermelha morreu at agoraDevido pouca massa no conseguiro fundir Hlio em elementos mais pesados e viraro um an branca constituda basicamente de Hlio23

FIGURA 7 Prxima Centauri, a estrela mais prxima de ns, uma an-vermelha e est tragada a virar um objeto menor aindaConseguem realizar a fuso do Hlio em CarbonoGigante Vermelha/ Supergigante VermelhaTambm viraro Ans Brancas Diferentemente das anteriores, o ncleo dessas estrelas, ao final da vida composto de Carbono 24

FIGURA 8 Sol ter esse destino25

FIGURA 9 Antares A, uma supergigante vermelha, toda estrela que conseguir fazer a fuso do He em elementos mais pesados ir expandir consideravelmente o seu tamanho

Nebulosa Planetria26No ciclo de sua morte vo ejetando suas camadas externas e formando as chamadas Nebulosas Planetrias

Os dois destinos das Ans Brancas

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FIGURA 10 An Negra, resultada de uma An Branca que j irradiou toda a sua energia restanteFIGURA 11 Quando a estrela possui uma companheira o seu destino bem diferente, ocorrendo as Novas e a Supernova Tipo 1ANovas e Supernova Tipo 1A28

Estrelas de Nutrons29

Estrelas formadas com massa de dez a 25 vezes maiores que a massa do Sol vo ter uma morte catastrficaVivem bem menos e de forma bem mais agitadaConseguem queimar o Carbono em elementos mais pesados.Quando iniciam a queima do Ferro no aguentam a tamanha energia e explodem em supernovas do Tipo 230Supernova (tipo 2)

Outro tipo de nebulosa

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FIGURA 12 Nebulosa PlanetriaFIGURA 13 Nebulosa formada por SupernovaEfeito Pulsar

Buracos NegrosEstrelas com essa incrvel massa explodem nas chamadas Hipernovas quando comeam a fundir Ferro.Liberam uma energia milhares de vezes maior do que uma supernova comumLiberam na sua exploso todos os elementos qumicos constituintes da matriaNcleo da estrela to comprimido e se torna um Buraco Negro, os corpos mais perturbadores das leis da Fsica 35

FIGURA 14 Buracos Negros, nem a luz consegue escapar de sua imensa gravidade

O SOL A NOSSA ESTRELA36

A FORMAO DO SOL37Teorias para a formao do sol1- Modelos baseados em turbulncia.2- Teoria Nebular (antiga).3- Teoria de Foras de Mar. 4- Teoria Nebular (moderna). 38Modelos baseados em turbulnciaProposto por Decartes (1596-1650).Em 1644, Decartes props uma teoria onde o universo e ento cheio de ter e matria, era cheio de vrtices de todos os tamanhos.Apenas qualitativo.Abandonada aps as leis de Newton.39Teoria Nebular antiga Proposta por Kant e Laplace em 1755.De acordo com Laplace a nebulosa contrai-se sob a influncia da gravidade e sua velocidade rotacional aumenta at que ela entrasse em colapse em forma de disco.Subsequentemente anis de gs so ejetados e condensam em planetas e satlites.Falhas na explicao do momento angular do sistema solar. A maior parte do momento angular est nos planetas (Jpiter 60% e Saturno 25%) e no no sol.40Teoria de fora de marBuffon foi o primeiro a propor uma teoria catastrfica em (1707-1788).Sugeriu que o sistema solar surgiu de uma ejeo de material do Sol, causado por uma coliso com um cometa.Esta teoria que no tem base cientfica foi abandonada (na poca no se conhecia o material dos cometas).41Teoria nebulosa (moderna)Aglomerado de matria..Proto-sol.FIGURA 15 (a) Pilares da Criao, um dos maiores e mais famosos berrios estelares . (b) Disco formado por concentrao e compresso de gases e poeira (c) Formao de uma protoestrelaFormao do disco.

4242Etapas da formao do disco.Nebulosa em Rotao.Formao do disco.

.Ncleo denso e quente.

43Formao do proto-sol

44Caractersticas do discoPrximo

Tudo transformado em vaporLinha de rocha

Possibilidade da formao de rochasLinha de neve

Possibilidade de solidificao de gua e amnia, etc.45Estrelas nestas fases iniciais (chamadas de T-Tauri) so sempre encontradas no interior de nuvens de gs das quais nascem. Um exemplo o aglomerado do Trapzio no interior da Nebulosa de rion, visto no centro da imagem abaixo.

46FIGURA Aglomerado do Trapzio, no interior da Nebulosa de rionENFIM UM JOVEM SOL

Quando a presso interna consegue atingir 15 milho de graus o pequeno sol se torna maduro, desde ento brilhar por cerca de 10 bilhes de anos.47

ASPECTOS FSICOS, DIMENSES E DISTNCIAS48Aspectos Fsicos e Dimenses49TABELA 1 ALGUNS ASPECTOS FSICOS DO SOL. Composio Qumica50TABELA 2 COMPOSIO QUMICA DO SOLDados Observacionais e Caractersticas Orbitais51TABELA 3 Dados Observacional do SolTABELA 4 Caractersticas Orbitais do Sol

FIGURA 16 O Sol, o centro do Sistema SolarDistncias525253

FIGURA 18 O cinturo de rion, ou como conhecido popularmente, as Trs Marias, usado como um importante referencial na esfera celeste

CAMADAS SOLARES54

Camadas Solares55A matria que constitui o Sol encontra-se em estado gasoso. Entretanto, estes gases esto a temperaturas extremamente altas, principalmente no interior do Sol, apresentando assim estado de plasma.Cerca de 73,4% de hidrognio constituda a massa solar, 25% de Hlio e 2% de outras dezenas de elementos qumicos.56Camadas SolaresCamadas solaresNcleoZona convectivaFotosferaCamada inversoraCromosferaCoroa 57

FIGURA 20 Estrutura interna do Sol Ncleo58

FIGURA 21 Ilustrao retratando as camadas solares, destacando o ncleo de nossa estrelaZona convectivaResponsvel pelo transporte de energia do ncleo at a superfcie do sol formada por colunas de gases em movimento espessura 150.000km.

59Fotosfera a superfcie do sol, sua espessura de aproximadamente 300km. a regio de onde provem a maior parte da energia disponvel do sol60

Camada Inversora a regio do sol, responsvel pelo aparecimento, de raias escuras indicadoras dos elementos qumicos ali existentes. Alguns autores a consideram como parte da cromosfera. (FARIA, 1987)61Cromosfera a camada de colorao avermelhada observada durante os eclipses totais do sol ou instrumentos especiais. Sua temperatura aumenta gradativamente desde a camada inversora atingindo 50.000C. Espessura estimada de 6.000 a 15.000 km 62

FIGURA 22 Na camada da cromosfera observam-se formaes de grande interesse. Nela podem ser vistas algumas linhas espectrais de Hidrognio e de Clcio

63CoroaA camada mais externa do Sol. A temperatura da coroa atinge valores da ordem de 1.000.000 K. Extenso depende da atividade solar pode atingir rbitas planetrias. A coroa s pode ser observada durante os eclipses totais do sol ou atravs de instrumentos.64

FIGURA 23 Eclipse Solar Total. Quando ocorre o fenmeno possvel ver a Coroa Solar em destaque64

65Fenmenos que ocorrem na superfcie solarMANCHAS SOLARESESPCULOSGROSPROTUBERNCIASFenmenos que ocorrem na superfcie solarMANCHAS SOLARES: Formaes escuras, visveis na fotosfera solar. So aparentemente escuras devidas ao fato de possurem temperaturas menores que as regies vizinhas, e a partir do seu estudo foi possvel conhecer os intervalos de rotao do Sol (equador = 26 dias e polos = 37 dias)66

FIGURA 24 Manchas solares. Uma mancha tpica pode ter o tamanho da Terra e durar por semanas GROS: observados na fotosfera, so fenmenos rpidos (min), so os topos das camadas de matria ascendente da zona convectiva dimenses 200 a 1.500km ESPCULOS: ocorrem na cromosfera solar so jatos de matria durao 10 min

67Fenmenos que ocorrem na superfcie solar

PROTUBERNCIAS: Protuberncias ocorrem nas camadas superiores da atmosfera solar (cromosfera e coroa). So colunas de gases mais frios essas formaes atingem centenas de milhares de km de altura. Esto intimamente ligadas aos campos magnticos do Sol.68Fenmenos que ocorrem na superfcie solar

FIGURA 25 Representao do arco formado na superfcie do Sol por uma protuberncia. Algumas so to grandes que caberiam o planeta Jpiter embaixo delas.

COMPARAES COM OUTRAS ESTRELAS69Sol

FIGURA 26 Comparao do Sol com demais corpos celestes do sistema solar70Sirius

FIGURA 27 Sol e Sirius, estrelas de tamanho parecido e de destino similar71Aldebaran

FIGURA 28 Sol em comparao com Aldebaran, que provavelmente era uma estrela similar ao Sol quando estava na sequncia principal72Rigel

FIGURA 29 COMPARAO DE RIGEL COM O SOL73Betelgeuse

FIGURA 30 Betelgeuse (ao centro) e a nebulosa formada pelas suas camadas externas ao seu redor. Estrela j est perto da morte ou talvez j tenha morrido74Antares

FIGURA 31 Antares to grande que se fosse colocada no lugar do Sol ela engoliria os 4 planetas rochosos75VY Canis Majoris

FIGURA 32 Comparao do tamanho do Sol com a VY Canis Majoris, uma das maiores estrelas do Universo76NML CYGNI

FIGURA 33 Comparao do tamanho de NML CYGNI com a VY Canis Majoris, o Sol teve sua escala aumentada para que fosse visvel 7777TOP 10 MAIORES ESTRELAS DO UNIVERSO ANTES DA DESCOBERTA DE UY SCUTI

78UY SCUTI

FIGURA 34 Comparao do tamanho da maior estrela conhecida com o Sol. Para ser uma noo da diferena de tamanho, caberiam 5 bilhes de sis dentro dela7979At algum tempo atrs, VY CMa dominava e Betelgeuse era bem maior do que hoje, mas...

80R136a1 A estrela mais massiva do Universo81

FIGURA 35 - R136a1 to massiva que a estrela que ocupava o posto de mais massiva conhecida possui menos da metade dela.

A MORTE DO SOL82Fuso termonuclear no Sol

83Fuso Termonuclear

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Principais FatoresA inevitvel falta de combustvel (Hidrognio)Pouca massa quando comparado outras estrelas (An Amarela)Temperatura relativamente baixa comparado com outras estrelas

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Principais Consequncias

Expanso (at 200x)A extino da vida terrestre como conhecemos (1bilho de anos)Incinerao de Mercrio, Vnus Possvel destruio da Terra

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87O FAZ A ESTRELA CRESCER TANTO?

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Destino do Sistema Solar89

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CAVANDO A PRPRIA COVA!!!Quando o hidrognio estiver acabando o sol ir encolher, ficar mais quente e comear a fundir o produto anterior: HlioCom a fuso de Hlio ir surgir um novo elemento: O CarbonoMuito rapidamente o gs Hlio irar acabar e quando isso acontecer....

91O FUTURO SOL:

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O QUE ACONTECER COM O SISTEMA SOLAR??Com o esfriamento do Sol o sistema solar ir ficar sem uma estrela luminosa para lhes dar energia, logo os Astros podero congelar e se espalhar pelo universo, e o sistema solar ser envolvido pela poeira solar ficando num verdadeiro estado de mumificao.

94Curiosidade: Voc sabe o que aconteceria com o sol se ele tivesse uma companheira?

95Ela comearia a atrair a massa de sua parceira podendo ocasionar uma supernova.

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97RefernciasFARIA, Romildo P. (org). Fundamentos de Astronomia 3ed. Campinas: Papirus, 1987HORVATH, J.E. O ABCD da Astronomia e da Astrofsica 2 ed. So Paulo: Editora Livraria da Fsica, 2008Observatrio UFMG (Online). Disponvel em http://www.observatorio.ufmg.br/Pas104.htm. Acesso em 29/04/2015 s 15h20minSEARA da Cincia (Online). Disponvel em . Acesso em 06/05/2015 s 04h09minUFRGS (Online). Disponvel em: . Acesso em 29/04/2015 s 15h25min

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