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Evolução de estrelas  de grande massa Evolução de estrelas  de grande massa

Evolução de estrelas de grande massa - PowerPoint Presentation

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Evolução de estrelas de grande massa - PPT Presentation

André Luiz da Silva Observatório Dietrich Schiel CDCCUSP Observatório Dietrich Schiel Repassando evolução de estrelas de pouca massa SP AB Resumo evolução de e strelas de pouca massa ID: 793829

dito cr

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Presentation Transcript

Slide1

Evolução de estrelas de grande massa

André Luiz da Silva

Observatório Dietrich

Schiel

/CDCC/USP

Observatório Dietrich

Schiel

Slide2

Repassando:

evolução de estrelas

de pouca massa

Slide3

SP

AB

Resumo:

evolução

de

e

strelas de pouca massa

Nuvem interestelar

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP

Subgigante

NP

AN

R.I.P.

Protoestrela

GV/RH/RAG

Imagens fora de escala

Slide4

Evolução de binárias

Slide5

Evolução de binárias

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

Slide6

Evolução de binárias

Lobo de Roche

Lobo de Roche

Ponto de

Lagrange

Plano das órbitas

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

Slide7

O caso de Algol

Slide8

Crédito :

Wikipedia

Variação de magnitude: 2,1 a 3,4

Duração do eclipse primário: 10h

Algol

Slide9

O caso de

Algol

(

β

Persei

)

Para a Terra

Distância do sistema:

93

a.l.

Componentes:

B8V, K0IV

Massas:

3,2

M

ʘ

,

0,8

M

ʘ

,

respectivamente.

Separação:

4 milhões de km

Período orbital:

3 dias

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP

Slide10

Algo estranho?

B8

V

3,2

M

ʘ

K0

IV

0,8

M

ʘ

Fonte da imagem do olhar de

Chloe

: http://knowyourmeme.com/memes/side-eyeing-chloe

Slide11

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

, Astronomy Today

Ib

II

L

ʘ

Temp.

1

6.000°C

3

0.000°C

3.000°C

10.000

10.000°C

0,01

100

0,0001

Ia

Classes de luminosidade

III

IV

V

SP

Ib

: supergigantes

II: gigantes brilhantes

Ia: supergigantes brilhantes

III: gigantes

IV: subgigantes

V: SP

11

Slide12

O caso de

Algol

(

β

Persei

)

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

Estrela 1

3

M

ʘ

Estrela 2

1

M

ʘ

Slide13

O caso de

Algol

(

β

Persei

)

Estrela 2

Estrela 1

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

Slide14

O caso de

Algol

(

β

Persei

)

Estrela 2

Estrela 1

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

Slide15

O caso de

Algol

(

β

Persei

)

Estrela 1

0,8 M

ʘ

Estrela 2

3,2

M

ʘ

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

Slide16

Novas

& Supernovas

do tipo Ia

Slide17

Nova

Estrela de SP ou Gigante

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

Anã Branca

Lobo de Roche

Lobo de Roche

Ponto de

Lagrange

L

1

Disco de

Acreção

“Hot Spot”

Slide18

Nova

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

Slide19

Curva de luz - nova

1

10.000

0,01

100

L

ʘ

Tempo (dias)

0 50 100 150

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

Slide20

Nova

Crédito: NASA/

JPL-Caltech

Slide21

Nova

Delphini 2013

Crédito : antes:

Digitized Sky survey

1990 depois: André van der Hoeven - www.astro-photo.nl

Slide22

Supernova do tipo Ia

Slide23

Supernovas tipo I

Espectro

pobre em H

Tipo

Ia

: Sistemas binários

ou

fusão de anãs brancas

Slide24

Supernova 1994D – tipo Ia

(em NGC 4526)

Crédito da imagem: Telescópio Espacial Hubble

Slide25

Supernova tipo Ia-teoria 1

Crédito: Credit:ESO/M.

Kornmesser

Slide26

Supernova tipo Ia-teoria 2

Crédito: NASA/CXC/SAO

Slide27

Curva de luz – supernova tipo Ia

10

10

109

L

ʘ

Tempo (dias)

0 50 100 150 200

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

, com adaptações

10

8

10

7

10

6

Slide28

Evolução de

estrelas massivas

Slide29

Estrelas “massivas”

≥ 8 M

ʘ : estrelas atingem temperaturas internas suficientes para

fusão do C

Fusão do C: T=600 milhões de ºC

Slide30

Estrelas de maior massa evoluem mais rapidamente:

T

SP

:

tempo de vida na

SP

(em termos de tempo de vida do

Sol

)

M

:

massa da estrela (em

M

ʘ

)

Slide31

Tempo de vida na SP

Fonte: Mike Inglis

: Observer’s

Guide to

Stellar Evolution, com adaptações

Massa (

M

ʘ

)

Classe Espectral

Luminosidade

(

L

ʘ

)

Tempo SP

(anos)

25

80.000

O

3 M

3

60

F

3 G

1

1

G

10 G

0,5

0,03

M

56 G

Slide32

Trajetórias evolutivas – pós SP

Temp.

1

10.000

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

0,01

100

L

ʘ

0,0001

SP

6.000°C

3

0.000°C

3.000°C

10.000°C

100 R

ʘ

10 R

ʘ

1R

ʘ

0,1R

ʘ

1 M

ʘ

10 M

ʘ

4 M

ʘ

Flash do He

C

O

He

He

Slide33

Supernova do tipo II

Slide34

Supergigante vermelha

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

Próximo Slide...

Núcleo

Imagens fora de escala

Slide35

Crédito da imagem: André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

Imagem fora de escala e cores ilustrativas

Fusão Si

Fusão

Mg

Fusão

Ne

Fusão O

Fusão C

Fusão He

Fusão H

Fe inerte

“envelope” de H

Núcleo “Cebola”

Slide36

Supernovas tipo II

Espectro

rico em H

Estrelas massivas: colapso do

núcleo de Fe

Slide37

Supernova tipo II

Crédito: ESA/

Hubble (M. Kornmesser

& L. L. Christensen)

Slide38

Curva de luz – supernova tipo II

10

10

109

L

ʘ

Tempo (dias)

0 50 100 150 200

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

, com adaptações

10

8

10

7

10

6

Slide39

Curvas de luz - supernovas

10

10

109

L

ʘ

Tempo (dias)

0 50 100 150 200

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP, baseado em figura de

Chaisson

&

McMillan

,

Astronomy

Today

, com adaptações

10

8

10

7

10

6

Tipo Ia:

Tipo II:

Slide40

Supernova de 1054 (tipo II)

Fonte

da imagem

: http://www.skyimagelab.com/m1-hubble-crab-nebula.html

Slide41

Nebulosa do Caranguejo – M1

Crédito da imagem

: Telescópio

Espacial Hubble Disponível em http://www.hubblesite.org

Slide42

Remanescente de SN Vela

Crédito da imagem

: Robert Gendler

(APOD 06/03/2008)

Slide43

Crédito: IAG-USP/UFABC

nucleossíntese e a origem dos elementos químicos

Slide44

Estrelas de nêutrons

e pulsares

Slide45

Remanescente

de supernova

Créditos : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP; pulsar:

http://astro.if.ufrgs.br

Imagens fora de escala

Slide46

Estrela de nêutrons/pulsar

Crédito da imagem

: ESO/L. Calçada

Slide47

Modelo de farol

Crédito da

imagem: http

://astro.if.ufrgs.br, com adaptações

e

quador

eixo de rotação

Slide48

Densidade de estrela de nêutrons

ρEN

≈ 10

17 kg/m

3

10

5

x

Crédito das imagens: caminhão:

http://www.logisticadescomplicada.com

/

colheres: http://pt.aliexpress.com

100

milhões

de

toneladas (10

14

g)

Slide49

Pulsar em M1

Crédito

das imagens:

Chandra X-

ray Observatory (centro); Cambridge University (embaixo)

Slide50

Buracos negros

Slide51

Buraco Negro

Crédito da imagem: Mark A.

Garlick

Slide52

Velocidade de escape

Onde:

v

esc

: é a velocidade de escape

G: é a constante de gravitação

universal

M

: massa do corpo

R

:

distância ao centro do corpo

Slide53

Velocidade de escape

No caso da

Terra

:

12.700 km de diâmetro: 11 km/s

comprimindo até a

1/4 do tamanho: 22 km/s

comprimindo até

2 km: ≈ 900 km/s

comprimindo até

2 cm: ≈ 300.000 km/s = c

Slide54

Raio de Schwarzschild

igualando-se a velocidade de escape a

c

na equação anterior, temos:

raio no qual a

velocidade de escape é igual à da luz

: nada consegue sair do corpo

Slide55

Rs

e Horizonte dos eventos

como o

Rs

é proporcional à

M

, para o Sol temos um raio 300 mil vezes maior, ou

3 km

regra:

R

s

3

M

*

km, com M

* em

a superfície esférica de raio

Rs é chamada de horizonte dos eventos

Slide56

Rs

e Horizonte dos eventos

nas proximidades do

HE fenômenos “estranhos”:

marés

intensas

redshift gravitacional

dilatação

do tempo

Slide57

Crédito: Mark

Garlick

Como detectar um buraco negro?

Slide58

Imagens fora de escala

SP

Supergigante

vermelha, fusão até o Fe

Resto de SN

Nuvem interestelar

Crédito : André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP

Fusão do He

SN tipo II

EN ou BN

R.I.P.

Protoestrela

Resumo: evolução

de

e

strelas massivas

Slide59

Indicações para estudo

Slide60

1) À Luz das Estrelas, Lilia

Irmeli Arany

-Prado. DP&A editora, 2006 – link para download

2) ABCD da Astronomia e

Astrofísica, Jorge E. Horvath. Editora Livraria da Física, 2008. 3) Astronomia e Astrofísica, 3ª edição, Kepler de Oliveira e Maria de Fátima Saraiva. Editora Livraria da Física, 2014.

link para hipertexto

Slide61

4) Introdução

à Astronomia e Astrofísica, vários autores. Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, 2010 –

link para download

5) O céu que nos envolve: Introdução à Astronomia para Educadores e Iniciantes

, Enos Picazzio (editor). Editora Odisseus /CNPq, 2011. – link para download

Slide62

6) Radioastronomia: Um Texto Introdutório,

André Luiz da Silva. Universidade Cruzeiro do Sul, TCC de Pós-Graduação Lato Sensu em Ensino de Astronomia, 2010. –

link para download

7) Revista Brasileira de Astronomia (lançamento em 2019 e atualmente no nº 2), Sociedade Astronômica Brasileira –

link para mais informações.

Slide63

Em Inglês:

Astronomy Today (8th. ed.),

Eric Chaisson

and Steve

McMillan. Pearson, 2014.Foundations of

Astronomy (13th. ed.)

, Michael A. Seeds

and Dana E. Backman

. Cengage Learning, 2016The

Cosmic

Perspective (8th. ed.)

, Jeffrey Bennet et al. Pearson, 2016.

Astrophysics

is

Easy

:

an Introduction for Amateur Astronomer

, Mike Inglis. Springer-Verlag

London, 2007.