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Astronomia Galaacutectica
Semestre 20161
Sergio Scarano Jr 10102016
O Primeiro ldquoData Releaserdquo do GAIA
Questatildeo 1
119913minus 119933 120782 = 120782 120785120785120784119928
136 arcmin
119913minus 119933 120782 = minus120782 120784120791120790120790
119916119913minus119933 = 119913minus 119933 minus 119913minus 119933 120782
119916119913minus119933 = 120783 120785 minus minus120782 120784120791120790120790
119916119913minus119933 = 120783 120787120791120790120790
119929119933 =119912119933119916119913minus119933
Questatildeo 1
136 arcmin 119912119933 = 120787 120787120791120787120790
120649120640 = 120787 120783120787120784
dx
Partiacuteculas grandes absorccedilatildeo neutra
Partiacuteculas da ordem de l espalhamento Rayleigh
Partiacuteculas menores que l espalhamento de Mie d
Seccedilatildeo de choque k [cm2]
k
119948119933 = 120790 120790120784 times 120783120782minus120783120791119940119950120784
Questatildeo 1
136 arcmin = q
D = 5000 pc
R
119929 = 120784120782 119953119940
Definindo a profundidade oacuteptica 120649120640 = 119948120640 119951 119961 119941119961119961
120782
120649120640 = 119948120640119951 sdot 119961
119951 =120649120640119948120640119961
119951 = 120783120783 120783119940119950minus120785 = 120783 120783120783 times 120783120782120787119950minus120785
O Raio de Stromgren
119929119930 =120785119925
120786120645120630
120783120785
119951119919minus120784120785
119916120632 = 119945120642 =119945119940
120640
Fu
nccedil
atildeo
de
Dis
trib
uiccedil
atildeo
de
Ve
loc
idad
es d
e M
axw
ell
Velocidade
120640119950119938119961 =120782 120782120782120784120791119950119922
119931119942
= 120791120789 120788 119951119950
= 120784 120782120786 times 120783120782minus120783120790119921
T = 29700 K
120630 = 120785 120783 times 120783120782120783120791 119950120785119956
cong 120783 120790120791 times 120783120782120786120788 119943119952119957119952119951119956119956
119951119919 ~120783120783 120783 119940119950minus120785
L = 100 Lsol= 385x1028 Js
⟹ 119929119955119930= 120783 120782120787 times 120783120782120783120790
119925 cong119923
119916120632
120783119953119940 = 120785 120782120791 times 120783120782120783120788119950
⟹ 119929119955119930= 120785120786 120784119953119940
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Para encontrar a temperatura T quando o numero de aacutetomso no primeiro
estado excitado (n=2) eacute apenas 1 do nuacutemero de aacutetomos no estado
fundamental (n=1)
120491119916 = 120783120785 120788120783
119951120783120784minus120783
119951120784120784
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Se o nuacutemero for 10
Com transiccedilotildees de n3 para n2 satildeo formadas as linhas de Balmer que
excitam regiotildees HII e nebulosas planetaacuterias
119925119920119920119925119920=119944119920119920119944119920119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931
119925119920119920119925119920119944119920119920119944119920
= 119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931 119942
119916119920119920minus119916119920119948119931 =
119944119920119920119944119920119925119920119920119925119920
119916119920119920 minus 119916119920119948119931
= ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
Se o nuacutemero for 1
T=119916119920119920minus119916119920
119948 ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
T=120783120791120789120785120790119922
T=120785120784120782120787120791119922
Espectros Tomados sem Fenda
Funciona para fontes pontuais e pode ser controlada substituindo a
fenda por um filtro de banda estreita
Combinando as Capacidades de Imagemento e
Espectroscopia do Goodman
Com a possibilidade de se introduzir filtros de banda estreita no
Goodman eacute possivel combinar imageamentos e espectroscopia de baixa
resoluccedilatildeo para gerar cataacutelogos de objetos com linha de emissatildeo de forma
mais raacutepida
Emissatildeo
Ha
Absorccedilatildeo
Ha
Creditos Tina Armond
Nebulosa escura Uma nuvem de poeira detectada por sua opacidade em
relaccedilatildeo agrave luz das estrelas que estatildeo atraacutes dela
Gloacutebulo de Bok Uma pequena nuvem escura de gaacutes e poeira opaca
Nebulosa de reflexatildeo Regiatildeo de poeira iluminada pela luz de uma estrela
ou de estrelas proacuteximas Tem aspecto azulado devido agraves cores das estrelas
cuja luz refletem
Nebulosa de emissatildeo Regiatildeo de poeira e gaacutes que brilha devido so seu
proacuteprio aquecimento
Regiatildeo HII Regiatildeo esfeacuterica de hidrogecircnio em emissatildeo alimentada pela
radiaccedilatildeo ultravioleta pelas estrelas em seu centro
Esfera de Stroumlmgren Outra designaccedilatildeo usada para descrever a regiatildeo
esfeacuterica de uma regiatildeo HII
Nuvem Molecular Gigante Uma nuvem grande e massiva de gas neutro
molecular e poeira que se acredita ser o siacutetio de futura formaccedilatildeo estelar
Terminologia Astronocircmica
Protoestrela Designaccedilatildeo de uma estrela durante os estaacutegios obscuros de seus
estaacutegios inicias de formaccedilatildeo
Estrelas preacute-sequecircncia principal Designaccedilatildeo para estrelas em formaccedilatildeo uma
que revele o seu brilho
Objeto T Tauri Designaccedilatildeo para uma protoestrela ainda embebida em gaacutes e
poeira cuja luz eacute variaacutevel
Objeto Herbig-Haro Nebulosidades brilhantes e feixes de gaacutes aparentemente
iluminado por um fluxo bipolar a partir da protoestrela
Limite de Eddington Limite superior de massa para estrelas (~60-70 M) a
partir da qual a radiaccedilatildeo de pressatildeo a fragmentaria
Anatilde Marrom Limite inferior de massa (~008 M) visiacutevel pela luz produzida
pela contraccedilatildeo estelar mas que natildeo eacute capaz de iniciar reaccedilotildees termonucleares
Planeta Objeto menos massivo que ~0013 M em equiliacutebrio hidrostaacutetico e
que natildeo inicia reaccedilotildees termonucleares
Objetos Preacute-Sequencia Principal Sequecircncia de pontos conectados no
diagrama HR gerado por simulaccedilotildees de estrelas em contraccedilatildeo
Terminologia Astronocircmica
Diagrama HR do aglomerado jovem
IC1590 mostrando estrelas ainda em
contraccedilatildeo para sequecircncia principal
Tal regiatildeo eacute denominada regiatildeo preacute-
sequecircncia principal desde que
passaram o estaacutegio protoestelar
Estrela queimando H
Estrelas em contraccedilatildeo
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Estaacutegio Duraccedilatildeo Temperatura Temperatura Raio
1 MSol (anos) Central (106K) Efetiva (K) (700 000km)
Sequecircncia
Principal 10 bilhotildees 15 5400 1
Subgigante 100 milhotildees 50 4000 3
Flash de heacutelio 100 mil 100 4000 100
Ramo
Horizontal 50 milhotildees 200 5000 10
Supergigante 10 mil 250 4000 500
Nebulosa
Planetaacuteria 10 mil 300
100 000(3000
nebula)
001(1000
nebula)
Anatilde Branca 11 bilhotildees 100 100 000 a 3000 001
Anatilde Preta 1015 a 1037 5K 5 001
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Tempo de vida em diferentes estaacutegios
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
O Primeiro ldquoData Releaserdquo do GAIA
Questatildeo 1
119913minus 119933 120782 = 120782 120785120785120784119928
136 arcmin
119913minus 119933 120782 = minus120782 120784120791120790120790
119916119913minus119933 = 119913minus 119933 minus 119913minus 119933 120782
119916119913minus119933 = 120783 120785 minus minus120782 120784120791120790120790
119916119913minus119933 = 120783 120787120791120790120790
119929119933 =119912119933119916119913minus119933
Questatildeo 1
136 arcmin 119912119933 = 120787 120787120791120787120790
120649120640 = 120787 120783120787120784
dx
Partiacuteculas grandes absorccedilatildeo neutra
Partiacuteculas da ordem de l espalhamento Rayleigh
Partiacuteculas menores que l espalhamento de Mie d
Seccedilatildeo de choque k [cm2]
k
119948119933 = 120790 120790120784 times 120783120782minus120783120791119940119950120784
Questatildeo 1
136 arcmin = q
D = 5000 pc
R
119929 = 120784120782 119953119940
Definindo a profundidade oacuteptica 120649120640 = 119948120640 119951 119961 119941119961119961
120782
120649120640 = 119948120640119951 sdot 119961
119951 =120649120640119948120640119961
119951 = 120783120783 120783119940119950minus120785 = 120783 120783120783 times 120783120782120787119950minus120785
O Raio de Stromgren
119929119930 =120785119925
120786120645120630
120783120785
119951119919minus120784120785
119916120632 = 119945120642 =119945119940
120640
Fu
nccedil
atildeo
de
Dis
trib
uiccedil
atildeo
de
Ve
loc
idad
es d
e M
axw
ell
Velocidade
120640119950119938119961 =120782 120782120782120784120791119950119922
119931119942
= 120791120789 120788 119951119950
= 120784 120782120786 times 120783120782minus120783120790119921
T = 29700 K
120630 = 120785 120783 times 120783120782120783120791 119950120785119956
cong 120783 120790120791 times 120783120782120786120788 119943119952119957119952119951119956119956
119951119919 ~120783120783 120783 119940119950minus120785
L = 100 Lsol= 385x1028 Js
⟹ 119929119955119930= 120783 120782120787 times 120783120782120783120790
119925 cong119923
119916120632
120783119953119940 = 120785 120782120791 times 120783120782120783120788119950
⟹ 119929119955119930= 120785120786 120784119953119940
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Para encontrar a temperatura T quando o numero de aacutetomso no primeiro
estado excitado (n=2) eacute apenas 1 do nuacutemero de aacutetomos no estado
fundamental (n=1)
120491119916 = 120783120785 120788120783
119951120783120784minus120783
119951120784120784
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Se o nuacutemero for 10
Com transiccedilotildees de n3 para n2 satildeo formadas as linhas de Balmer que
excitam regiotildees HII e nebulosas planetaacuterias
119925119920119920119925119920=119944119920119920119944119920119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931
119925119920119920119925119920119944119920119920119944119920
= 119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931 119942
119916119920119920minus119916119920119948119931 =
119944119920119920119944119920119925119920119920119925119920
119916119920119920 minus 119916119920119948119931
= ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
Se o nuacutemero for 1
T=119916119920119920minus119916119920
119948 ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
T=120783120791120789120785120790119922
T=120785120784120782120787120791119922
Espectros Tomados sem Fenda
Funciona para fontes pontuais e pode ser controlada substituindo a
fenda por um filtro de banda estreita
Combinando as Capacidades de Imagemento e
Espectroscopia do Goodman
Com a possibilidade de se introduzir filtros de banda estreita no
Goodman eacute possivel combinar imageamentos e espectroscopia de baixa
resoluccedilatildeo para gerar cataacutelogos de objetos com linha de emissatildeo de forma
mais raacutepida
Emissatildeo
Ha
Absorccedilatildeo
Ha
Creditos Tina Armond
Nebulosa escura Uma nuvem de poeira detectada por sua opacidade em
relaccedilatildeo agrave luz das estrelas que estatildeo atraacutes dela
Gloacutebulo de Bok Uma pequena nuvem escura de gaacutes e poeira opaca
Nebulosa de reflexatildeo Regiatildeo de poeira iluminada pela luz de uma estrela
ou de estrelas proacuteximas Tem aspecto azulado devido agraves cores das estrelas
cuja luz refletem
Nebulosa de emissatildeo Regiatildeo de poeira e gaacutes que brilha devido so seu
proacuteprio aquecimento
Regiatildeo HII Regiatildeo esfeacuterica de hidrogecircnio em emissatildeo alimentada pela
radiaccedilatildeo ultravioleta pelas estrelas em seu centro
Esfera de Stroumlmgren Outra designaccedilatildeo usada para descrever a regiatildeo
esfeacuterica de uma regiatildeo HII
Nuvem Molecular Gigante Uma nuvem grande e massiva de gas neutro
molecular e poeira que se acredita ser o siacutetio de futura formaccedilatildeo estelar
Terminologia Astronocircmica
Protoestrela Designaccedilatildeo de uma estrela durante os estaacutegios obscuros de seus
estaacutegios inicias de formaccedilatildeo
Estrelas preacute-sequecircncia principal Designaccedilatildeo para estrelas em formaccedilatildeo uma
que revele o seu brilho
Objeto T Tauri Designaccedilatildeo para uma protoestrela ainda embebida em gaacutes e
poeira cuja luz eacute variaacutevel
Objeto Herbig-Haro Nebulosidades brilhantes e feixes de gaacutes aparentemente
iluminado por um fluxo bipolar a partir da protoestrela
Limite de Eddington Limite superior de massa para estrelas (~60-70 M) a
partir da qual a radiaccedilatildeo de pressatildeo a fragmentaria
Anatilde Marrom Limite inferior de massa (~008 M) visiacutevel pela luz produzida
pela contraccedilatildeo estelar mas que natildeo eacute capaz de iniciar reaccedilotildees termonucleares
Planeta Objeto menos massivo que ~0013 M em equiliacutebrio hidrostaacutetico e
que natildeo inicia reaccedilotildees termonucleares
Objetos Preacute-Sequencia Principal Sequecircncia de pontos conectados no
diagrama HR gerado por simulaccedilotildees de estrelas em contraccedilatildeo
Terminologia Astronocircmica
Diagrama HR do aglomerado jovem
IC1590 mostrando estrelas ainda em
contraccedilatildeo para sequecircncia principal
Tal regiatildeo eacute denominada regiatildeo preacute-
sequecircncia principal desde que
passaram o estaacutegio protoestelar
Estrela queimando H
Estrelas em contraccedilatildeo
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Estaacutegio Duraccedilatildeo Temperatura Temperatura Raio
1 MSol (anos) Central (106K) Efetiva (K) (700 000km)
Sequecircncia
Principal 10 bilhotildees 15 5400 1
Subgigante 100 milhotildees 50 4000 3
Flash de heacutelio 100 mil 100 4000 100
Ramo
Horizontal 50 milhotildees 200 5000 10
Supergigante 10 mil 250 4000 500
Nebulosa
Planetaacuteria 10 mil 300
100 000(3000
nebula)
001(1000
nebula)
Anatilde Branca 11 bilhotildees 100 100 000 a 3000 001
Anatilde Preta 1015 a 1037 5K 5 001
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Tempo de vida em diferentes estaacutegios
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Questatildeo 1
119913minus 119933 120782 = 120782 120785120785120784119928
136 arcmin
119913minus 119933 120782 = minus120782 120784120791120790120790
119916119913minus119933 = 119913minus 119933 minus 119913minus 119933 120782
119916119913minus119933 = 120783 120785 minus minus120782 120784120791120790120790
119916119913minus119933 = 120783 120787120791120790120790
119929119933 =119912119933119916119913minus119933
Questatildeo 1
136 arcmin 119912119933 = 120787 120787120791120787120790
120649120640 = 120787 120783120787120784
dx
Partiacuteculas grandes absorccedilatildeo neutra
Partiacuteculas da ordem de l espalhamento Rayleigh
Partiacuteculas menores que l espalhamento de Mie d
Seccedilatildeo de choque k [cm2]
k
119948119933 = 120790 120790120784 times 120783120782minus120783120791119940119950120784
Questatildeo 1
136 arcmin = q
D = 5000 pc
R
119929 = 120784120782 119953119940
Definindo a profundidade oacuteptica 120649120640 = 119948120640 119951 119961 119941119961119961
120782
120649120640 = 119948120640119951 sdot 119961
119951 =120649120640119948120640119961
119951 = 120783120783 120783119940119950minus120785 = 120783 120783120783 times 120783120782120787119950minus120785
O Raio de Stromgren
119929119930 =120785119925
120786120645120630
120783120785
119951119919minus120784120785
119916120632 = 119945120642 =119945119940
120640
Fu
nccedil
atildeo
de
Dis
trib
uiccedil
atildeo
de
Ve
loc
idad
es d
e M
axw
ell
Velocidade
120640119950119938119961 =120782 120782120782120784120791119950119922
119931119942
= 120791120789 120788 119951119950
= 120784 120782120786 times 120783120782minus120783120790119921
T = 29700 K
120630 = 120785 120783 times 120783120782120783120791 119950120785119956
cong 120783 120790120791 times 120783120782120786120788 119943119952119957119952119951119956119956
119951119919 ~120783120783 120783 119940119950minus120785
L = 100 Lsol= 385x1028 Js
⟹ 119929119955119930= 120783 120782120787 times 120783120782120783120790
119925 cong119923
119916120632
120783119953119940 = 120785 120782120791 times 120783120782120783120788119950
⟹ 119929119955119930= 120785120786 120784119953119940
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Para encontrar a temperatura T quando o numero de aacutetomso no primeiro
estado excitado (n=2) eacute apenas 1 do nuacutemero de aacutetomos no estado
fundamental (n=1)
120491119916 = 120783120785 120788120783
119951120783120784minus120783
119951120784120784
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Se o nuacutemero for 10
Com transiccedilotildees de n3 para n2 satildeo formadas as linhas de Balmer que
excitam regiotildees HII e nebulosas planetaacuterias
119925119920119920119925119920=119944119920119920119944119920119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931
119925119920119920119925119920119944119920119920119944119920
= 119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931 119942
119916119920119920minus119916119920119948119931 =
119944119920119920119944119920119925119920119920119925119920
119916119920119920 minus 119916119920119948119931
= ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
Se o nuacutemero for 1
T=119916119920119920minus119916119920
119948 ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
T=120783120791120789120785120790119922
T=120785120784120782120787120791119922
Espectros Tomados sem Fenda
Funciona para fontes pontuais e pode ser controlada substituindo a
fenda por um filtro de banda estreita
Combinando as Capacidades de Imagemento e
Espectroscopia do Goodman
Com a possibilidade de se introduzir filtros de banda estreita no
Goodman eacute possivel combinar imageamentos e espectroscopia de baixa
resoluccedilatildeo para gerar cataacutelogos de objetos com linha de emissatildeo de forma
mais raacutepida
Emissatildeo
Ha
Absorccedilatildeo
Ha
Creditos Tina Armond
Nebulosa escura Uma nuvem de poeira detectada por sua opacidade em
relaccedilatildeo agrave luz das estrelas que estatildeo atraacutes dela
Gloacutebulo de Bok Uma pequena nuvem escura de gaacutes e poeira opaca
Nebulosa de reflexatildeo Regiatildeo de poeira iluminada pela luz de uma estrela
ou de estrelas proacuteximas Tem aspecto azulado devido agraves cores das estrelas
cuja luz refletem
Nebulosa de emissatildeo Regiatildeo de poeira e gaacutes que brilha devido so seu
proacuteprio aquecimento
Regiatildeo HII Regiatildeo esfeacuterica de hidrogecircnio em emissatildeo alimentada pela
radiaccedilatildeo ultravioleta pelas estrelas em seu centro
Esfera de Stroumlmgren Outra designaccedilatildeo usada para descrever a regiatildeo
esfeacuterica de uma regiatildeo HII
Nuvem Molecular Gigante Uma nuvem grande e massiva de gas neutro
molecular e poeira que se acredita ser o siacutetio de futura formaccedilatildeo estelar
Terminologia Astronocircmica
Protoestrela Designaccedilatildeo de uma estrela durante os estaacutegios obscuros de seus
estaacutegios inicias de formaccedilatildeo
Estrelas preacute-sequecircncia principal Designaccedilatildeo para estrelas em formaccedilatildeo uma
que revele o seu brilho
Objeto T Tauri Designaccedilatildeo para uma protoestrela ainda embebida em gaacutes e
poeira cuja luz eacute variaacutevel
Objeto Herbig-Haro Nebulosidades brilhantes e feixes de gaacutes aparentemente
iluminado por um fluxo bipolar a partir da protoestrela
Limite de Eddington Limite superior de massa para estrelas (~60-70 M) a
partir da qual a radiaccedilatildeo de pressatildeo a fragmentaria
Anatilde Marrom Limite inferior de massa (~008 M) visiacutevel pela luz produzida
pela contraccedilatildeo estelar mas que natildeo eacute capaz de iniciar reaccedilotildees termonucleares
Planeta Objeto menos massivo que ~0013 M em equiliacutebrio hidrostaacutetico e
que natildeo inicia reaccedilotildees termonucleares
Objetos Preacute-Sequencia Principal Sequecircncia de pontos conectados no
diagrama HR gerado por simulaccedilotildees de estrelas em contraccedilatildeo
Terminologia Astronocircmica
Diagrama HR do aglomerado jovem
IC1590 mostrando estrelas ainda em
contraccedilatildeo para sequecircncia principal
Tal regiatildeo eacute denominada regiatildeo preacute-
sequecircncia principal desde que
passaram o estaacutegio protoestelar
Estrela queimando H
Estrelas em contraccedilatildeo
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Estaacutegio Duraccedilatildeo Temperatura Temperatura Raio
1 MSol (anos) Central (106K) Efetiva (K) (700 000km)
Sequecircncia
Principal 10 bilhotildees 15 5400 1
Subgigante 100 milhotildees 50 4000 3
Flash de heacutelio 100 mil 100 4000 100
Ramo
Horizontal 50 milhotildees 200 5000 10
Supergigante 10 mil 250 4000 500
Nebulosa
Planetaacuteria 10 mil 300
100 000(3000
nebula)
001(1000
nebula)
Anatilde Branca 11 bilhotildees 100 100 000 a 3000 001
Anatilde Preta 1015 a 1037 5K 5 001
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Tempo de vida em diferentes estaacutegios
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Questatildeo 1
136 arcmin 119912119933 = 120787 120787120791120787120790
120649120640 = 120787 120783120787120784
dx
Partiacuteculas grandes absorccedilatildeo neutra
Partiacuteculas da ordem de l espalhamento Rayleigh
Partiacuteculas menores que l espalhamento de Mie d
Seccedilatildeo de choque k [cm2]
k
119948119933 = 120790 120790120784 times 120783120782minus120783120791119940119950120784
Questatildeo 1
136 arcmin = q
D = 5000 pc
R
119929 = 120784120782 119953119940
Definindo a profundidade oacuteptica 120649120640 = 119948120640 119951 119961 119941119961119961
120782
120649120640 = 119948120640119951 sdot 119961
119951 =120649120640119948120640119961
119951 = 120783120783 120783119940119950minus120785 = 120783 120783120783 times 120783120782120787119950minus120785
O Raio de Stromgren
119929119930 =120785119925
120786120645120630
120783120785
119951119919minus120784120785
119916120632 = 119945120642 =119945119940
120640
Fu
nccedil
atildeo
de
Dis
trib
uiccedil
atildeo
de
Ve
loc
idad
es d
e M
axw
ell
Velocidade
120640119950119938119961 =120782 120782120782120784120791119950119922
119931119942
= 120791120789 120788 119951119950
= 120784 120782120786 times 120783120782minus120783120790119921
T = 29700 K
120630 = 120785 120783 times 120783120782120783120791 119950120785119956
cong 120783 120790120791 times 120783120782120786120788 119943119952119957119952119951119956119956
119951119919 ~120783120783 120783 119940119950minus120785
L = 100 Lsol= 385x1028 Js
⟹ 119929119955119930= 120783 120782120787 times 120783120782120783120790
119925 cong119923
119916120632
120783119953119940 = 120785 120782120791 times 120783120782120783120788119950
⟹ 119929119955119930= 120785120786 120784119953119940
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Para encontrar a temperatura T quando o numero de aacutetomso no primeiro
estado excitado (n=2) eacute apenas 1 do nuacutemero de aacutetomos no estado
fundamental (n=1)
120491119916 = 120783120785 120788120783
119951120783120784minus120783
119951120784120784
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Se o nuacutemero for 10
Com transiccedilotildees de n3 para n2 satildeo formadas as linhas de Balmer que
excitam regiotildees HII e nebulosas planetaacuterias
119925119920119920119925119920=119944119920119920119944119920119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931
119925119920119920119925119920119944119920119920119944119920
= 119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931 119942
119916119920119920minus119916119920119948119931 =
119944119920119920119944119920119925119920119920119925119920
119916119920119920 minus 119916119920119948119931
= ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
Se o nuacutemero for 1
T=119916119920119920minus119916119920
119948 ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
T=120783120791120789120785120790119922
T=120785120784120782120787120791119922
Espectros Tomados sem Fenda
Funciona para fontes pontuais e pode ser controlada substituindo a
fenda por um filtro de banda estreita
Combinando as Capacidades de Imagemento e
Espectroscopia do Goodman
Com a possibilidade de se introduzir filtros de banda estreita no
Goodman eacute possivel combinar imageamentos e espectroscopia de baixa
resoluccedilatildeo para gerar cataacutelogos de objetos com linha de emissatildeo de forma
mais raacutepida
Emissatildeo
Ha
Absorccedilatildeo
Ha
Creditos Tina Armond
Nebulosa escura Uma nuvem de poeira detectada por sua opacidade em
relaccedilatildeo agrave luz das estrelas que estatildeo atraacutes dela
Gloacutebulo de Bok Uma pequena nuvem escura de gaacutes e poeira opaca
Nebulosa de reflexatildeo Regiatildeo de poeira iluminada pela luz de uma estrela
ou de estrelas proacuteximas Tem aspecto azulado devido agraves cores das estrelas
cuja luz refletem
Nebulosa de emissatildeo Regiatildeo de poeira e gaacutes que brilha devido so seu
proacuteprio aquecimento
Regiatildeo HII Regiatildeo esfeacuterica de hidrogecircnio em emissatildeo alimentada pela
radiaccedilatildeo ultravioleta pelas estrelas em seu centro
Esfera de Stroumlmgren Outra designaccedilatildeo usada para descrever a regiatildeo
esfeacuterica de uma regiatildeo HII
Nuvem Molecular Gigante Uma nuvem grande e massiva de gas neutro
molecular e poeira que se acredita ser o siacutetio de futura formaccedilatildeo estelar
Terminologia Astronocircmica
Protoestrela Designaccedilatildeo de uma estrela durante os estaacutegios obscuros de seus
estaacutegios inicias de formaccedilatildeo
Estrelas preacute-sequecircncia principal Designaccedilatildeo para estrelas em formaccedilatildeo uma
que revele o seu brilho
Objeto T Tauri Designaccedilatildeo para uma protoestrela ainda embebida em gaacutes e
poeira cuja luz eacute variaacutevel
Objeto Herbig-Haro Nebulosidades brilhantes e feixes de gaacutes aparentemente
iluminado por um fluxo bipolar a partir da protoestrela
Limite de Eddington Limite superior de massa para estrelas (~60-70 M) a
partir da qual a radiaccedilatildeo de pressatildeo a fragmentaria
Anatilde Marrom Limite inferior de massa (~008 M) visiacutevel pela luz produzida
pela contraccedilatildeo estelar mas que natildeo eacute capaz de iniciar reaccedilotildees termonucleares
Planeta Objeto menos massivo que ~0013 M em equiliacutebrio hidrostaacutetico e
que natildeo inicia reaccedilotildees termonucleares
Objetos Preacute-Sequencia Principal Sequecircncia de pontos conectados no
diagrama HR gerado por simulaccedilotildees de estrelas em contraccedilatildeo
Terminologia Astronocircmica
Diagrama HR do aglomerado jovem
IC1590 mostrando estrelas ainda em
contraccedilatildeo para sequecircncia principal
Tal regiatildeo eacute denominada regiatildeo preacute-
sequecircncia principal desde que
passaram o estaacutegio protoestelar
Estrela queimando H
Estrelas em contraccedilatildeo
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Estaacutegio Duraccedilatildeo Temperatura Temperatura Raio
1 MSol (anos) Central (106K) Efetiva (K) (700 000km)
Sequecircncia
Principal 10 bilhotildees 15 5400 1
Subgigante 100 milhotildees 50 4000 3
Flash de heacutelio 100 mil 100 4000 100
Ramo
Horizontal 50 milhotildees 200 5000 10
Supergigante 10 mil 250 4000 500
Nebulosa
Planetaacuteria 10 mil 300
100 000(3000
nebula)
001(1000
nebula)
Anatilde Branca 11 bilhotildees 100 100 000 a 3000 001
Anatilde Preta 1015 a 1037 5K 5 001
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Tempo de vida em diferentes estaacutegios
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Questatildeo 1
136 arcmin = q
D = 5000 pc
R
119929 = 120784120782 119953119940
Definindo a profundidade oacuteptica 120649120640 = 119948120640 119951 119961 119941119961119961
120782
120649120640 = 119948120640119951 sdot 119961
119951 =120649120640119948120640119961
119951 = 120783120783 120783119940119950minus120785 = 120783 120783120783 times 120783120782120787119950minus120785
O Raio de Stromgren
119929119930 =120785119925
120786120645120630
120783120785
119951119919minus120784120785
119916120632 = 119945120642 =119945119940
120640
Fu
nccedil
atildeo
de
Dis
trib
uiccedil
atildeo
de
Ve
loc
idad
es d
e M
axw
ell
Velocidade
120640119950119938119961 =120782 120782120782120784120791119950119922
119931119942
= 120791120789 120788 119951119950
= 120784 120782120786 times 120783120782minus120783120790119921
T = 29700 K
120630 = 120785 120783 times 120783120782120783120791 119950120785119956
cong 120783 120790120791 times 120783120782120786120788 119943119952119957119952119951119956119956
119951119919 ~120783120783 120783 119940119950minus120785
L = 100 Lsol= 385x1028 Js
⟹ 119929119955119930= 120783 120782120787 times 120783120782120783120790
119925 cong119923
119916120632
120783119953119940 = 120785 120782120791 times 120783120782120783120788119950
⟹ 119929119955119930= 120785120786 120784119953119940
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Para encontrar a temperatura T quando o numero de aacutetomso no primeiro
estado excitado (n=2) eacute apenas 1 do nuacutemero de aacutetomos no estado
fundamental (n=1)
120491119916 = 120783120785 120788120783
119951120783120784minus120783
119951120784120784
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Se o nuacutemero for 10
Com transiccedilotildees de n3 para n2 satildeo formadas as linhas de Balmer que
excitam regiotildees HII e nebulosas planetaacuterias
119925119920119920119925119920=119944119920119920119944119920119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931
119925119920119920119925119920119944119920119920119944119920
= 119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931 119942
119916119920119920minus119916119920119948119931 =
119944119920119920119944119920119925119920119920119925119920
119916119920119920 minus 119916119920119948119931
= ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
Se o nuacutemero for 1
T=119916119920119920minus119916119920
119948 ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
T=120783120791120789120785120790119922
T=120785120784120782120787120791119922
Espectros Tomados sem Fenda
Funciona para fontes pontuais e pode ser controlada substituindo a
fenda por um filtro de banda estreita
Combinando as Capacidades de Imagemento e
Espectroscopia do Goodman
Com a possibilidade de se introduzir filtros de banda estreita no
Goodman eacute possivel combinar imageamentos e espectroscopia de baixa
resoluccedilatildeo para gerar cataacutelogos de objetos com linha de emissatildeo de forma
mais raacutepida
Emissatildeo
Ha
Absorccedilatildeo
Ha
Creditos Tina Armond
Nebulosa escura Uma nuvem de poeira detectada por sua opacidade em
relaccedilatildeo agrave luz das estrelas que estatildeo atraacutes dela
Gloacutebulo de Bok Uma pequena nuvem escura de gaacutes e poeira opaca
Nebulosa de reflexatildeo Regiatildeo de poeira iluminada pela luz de uma estrela
ou de estrelas proacuteximas Tem aspecto azulado devido agraves cores das estrelas
cuja luz refletem
Nebulosa de emissatildeo Regiatildeo de poeira e gaacutes que brilha devido so seu
proacuteprio aquecimento
Regiatildeo HII Regiatildeo esfeacuterica de hidrogecircnio em emissatildeo alimentada pela
radiaccedilatildeo ultravioleta pelas estrelas em seu centro
Esfera de Stroumlmgren Outra designaccedilatildeo usada para descrever a regiatildeo
esfeacuterica de uma regiatildeo HII
Nuvem Molecular Gigante Uma nuvem grande e massiva de gas neutro
molecular e poeira que se acredita ser o siacutetio de futura formaccedilatildeo estelar
Terminologia Astronocircmica
Protoestrela Designaccedilatildeo de uma estrela durante os estaacutegios obscuros de seus
estaacutegios inicias de formaccedilatildeo
Estrelas preacute-sequecircncia principal Designaccedilatildeo para estrelas em formaccedilatildeo uma
que revele o seu brilho
Objeto T Tauri Designaccedilatildeo para uma protoestrela ainda embebida em gaacutes e
poeira cuja luz eacute variaacutevel
Objeto Herbig-Haro Nebulosidades brilhantes e feixes de gaacutes aparentemente
iluminado por um fluxo bipolar a partir da protoestrela
Limite de Eddington Limite superior de massa para estrelas (~60-70 M) a
partir da qual a radiaccedilatildeo de pressatildeo a fragmentaria
Anatilde Marrom Limite inferior de massa (~008 M) visiacutevel pela luz produzida
pela contraccedilatildeo estelar mas que natildeo eacute capaz de iniciar reaccedilotildees termonucleares
Planeta Objeto menos massivo que ~0013 M em equiliacutebrio hidrostaacutetico e
que natildeo inicia reaccedilotildees termonucleares
Objetos Preacute-Sequencia Principal Sequecircncia de pontos conectados no
diagrama HR gerado por simulaccedilotildees de estrelas em contraccedilatildeo
Terminologia Astronocircmica
Diagrama HR do aglomerado jovem
IC1590 mostrando estrelas ainda em
contraccedilatildeo para sequecircncia principal
Tal regiatildeo eacute denominada regiatildeo preacute-
sequecircncia principal desde que
passaram o estaacutegio protoestelar
Estrela queimando H
Estrelas em contraccedilatildeo
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Estaacutegio Duraccedilatildeo Temperatura Temperatura Raio
1 MSol (anos) Central (106K) Efetiva (K) (700 000km)
Sequecircncia
Principal 10 bilhotildees 15 5400 1
Subgigante 100 milhotildees 50 4000 3
Flash de heacutelio 100 mil 100 4000 100
Ramo
Horizontal 50 milhotildees 200 5000 10
Supergigante 10 mil 250 4000 500
Nebulosa
Planetaacuteria 10 mil 300
100 000(3000
nebula)
001(1000
nebula)
Anatilde Branca 11 bilhotildees 100 100 000 a 3000 001
Anatilde Preta 1015 a 1037 5K 5 001
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Tempo de vida em diferentes estaacutegios
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
O Raio de Stromgren
119929119930 =120785119925
120786120645120630
120783120785
119951119919minus120784120785
119916120632 = 119945120642 =119945119940
120640
Fu
nccedil
atildeo
de
Dis
trib
uiccedil
atildeo
de
Ve
loc
idad
es d
e M
axw
ell
Velocidade
120640119950119938119961 =120782 120782120782120784120791119950119922
119931119942
= 120791120789 120788 119951119950
= 120784 120782120786 times 120783120782minus120783120790119921
T = 29700 K
120630 = 120785 120783 times 120783120782120783120791 119950120785119956
cong 120783 120790120791 times 120783120782120786120788 119943119952119957119952119951119956119956
119951119919 ~120783120783 120783 119940119950minus120785
L = 100 Lsol= 385x1028 Js
⟹ 119929119955119930= 120783 120782120787 times 120783120782120783120790
119925 cong119923
119916120632
120783119953119940 = 120785 120782120791 times 120783120782120783120788119950
⟹ 119929119955119930= 120785120786 120784119953119940
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Para encontrar a temperatura T quando o numero de aacutetomso no primeiro
estado excitado (n=2) eacute apenas 1 do nuacutemero de aacutetomos no estado
fundamental (n=1)
120491119916 = 120783120785 120788120783
119951120783120784minus120783
119951120784120784
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Se o nuacutemero for 10
Com transiccedilotildees de n3 para n2 satildeo formadas as linhas de Balmer que
excitam regiotildees HII e nebulosas planetaacuterias
119925119920119920119925119920=119944119920119920119944119920119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931
119925119920119920119925119920119944119920119920119944119920
= 119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931 119942
119916119920119920minus119916119920119948119931 =
119944119920119920119944119920119925119920119920119925119920
119916119920119920 minus 119916119920119948119931
= ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
Se o nuacutemero for 1
T=119916119920119920minus119916119920
119948 ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
T=120783120791120789120785120790119922
T=120785120784120782120787120791119922
Espectros Tomados sem Fenda
Funciona para fontes pontuais e pode ser controlada substituindo a
fenda por um filtro de banda estreita
Combinando as Capacidades de Imagemento e
Espectroscopia do Goodman
Com a possibilidade de se introduzir filtros de banda estreita no
Goodman eacute possivel combinar imageamentos e espectroscopia de baixa
resoluccedilatildeo para gerar cataacutelogos de objetos com linha de emissatildeo de forma
mais raacutepida
Emissatildeo
Ha
Absorccedilatildeo
Ha
Creditos Tina Armond
Nebulosa escura Uma nuvem de poeira detectada por sua opacidade em
relaccedilatildeo agrave luz das estrelas que estatildeo atraacutes dela
Gloacutebulo de Bok Uma pequena nuvem escura de gaacutes e poeira opaca
Nebulosa de reflexatildeo Regiatildeo de poeira iluminada pela luz de uma estrela
ou de estrelas proacuteximas Tem aspecto azulado devido agraves cores das estrelas
cuja luz refletem
Nebulosa de emissatildeo Regiatildeo de poeira e gaacutes que brilha devido so seu
proacuteprio aquecimento
Regiatildeo HII Regiatildeo esfeacuterica de hidrogecircnio em emissatildeo alimentada pela
radiaccedilatildeo ultravioleta pelas estrelas em seu centro
Esfera de Stroumlmgren Outra designaccedilatildeo usada para descrever a regiatildeo
esfeacuterica de uma regiatildeo HII
Nuvem Molecular Gigante Uma nuvem grande e massiva de gas neutro
molecular e poeira que se acredita ser o siacutetio de futura formaccedilatildeo estelar
Terminologia Astronocircmica
Protoestrela Designaccedilatildeo de uma estrela durante os estaacutegios obscuros de seus
estaacutegios inicias de formaccedilatildeo
Estrelas preacute-sequecircncia principal Designaccedilatildeo para estrelas em formaccedilatildeo uma
que revele o seu brilho
Objeto T Tauri Designaccedilatildeo para uma protoestrela ainda embebida em gaacutes e
poeira cuja luz eacute variaacutevel
Objeto Herbig-Haro Nebulosidades brilhantes e feixes de gaacutes aparentemente
iluminado por um fluxo bipolar a partir da protoestrela
Limite de Eddington Limite superior de massa para estrelas (~60-70 M) a
partir da qual a radiaccedilatildeo de pressatildeo a fragmentaria
Anatilde Marrom Limite inferior de massa (~008 M) visiacutevel pela luz produzida
pela contraccedilatildeo estelar mas que natildeo eacute capaz de iniciar reaccedilotildees termonucleares
Planeta Objeto menos massivo que ~0013 M em equiliacutebrio hidrostaacutetico e
que natildeo inicia reaccedilotildees termonucleares
Objetos Preacute-Sequencia Principal Sequecircncia de pontos conectados no
diagrama HR gerado por simulaccedilotildees de estrelas em contraccedilatildeo
Terminologia Astronocircmica
Diagrama HR do aglomerado jovem
IC1590 mostrando estrelas ainda em
contraccedilatildeo para sequecircncia principal
Tal regiatildeo eacute denominada regiatildeo preacute-
sequecircncia principal desde que
passaram o estaacutegio protoestelar
Estrela queimando H
Estrelas em contraccedilatildeo
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Estaacutegio Duraccedilatildeo Temperatura Temperatura Raio
1 MSol (anos) Central (106K) Efetiva (K) (700 000km)
Sequecircncia
Principal 10 bilhotildees 15 5400 1
Subgigante 100 milhotildees 50 4000 3
Flash de heacutelio 100 mil 100 4000 100
Ramo
Horizontal 50 milhotildees 200 5000 10
Supergigante 10 mil 250 4000 500
Nebulosa
Planetaacuteria 10 mil 300
100 000(3000
nebula)
001(1000
nebula)
Anatilde Branca 11 bilhotildees 100 100 000 a 3000 001
Anatilde Preta 1015 a 1037 5K 5 001
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Tempo de vida em diferentes estaacutegios
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Para encontrar a temperatura T quando o numero de aacutetomso no primeiro
estado excitado (n=2) eacute apenas 1 do nuacutemero de aacutetomos no estado
fundamental (n=1)
120491119916 = 120783120785 120788120783
119951120783120784minus120783
119951120784120784
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Se o nuacutemero for 10
Com transiccedilotildees de n3 para n2 satildeo formadas as linhas de Balmer que
excitam regiotildees HII e nebulosas planetaacuterias
119925119920119920119925119920=119944119920119920119944119920119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931
119925119920119920119925119920119944119920119920119944119920
= 119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931 119942
119916119920119920minus119916119920119948119931 =
119944119920119920119944119920119925119920119920119925119920
119916119920119920 minus 119916119920119948119931
= ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
Se o nuacutemero for 1
T=119916119920119920minus119916119920
119948 ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
T=120783120791120789120785120790119922
T=120785120784120782120787120791119922
Espectros Tomados sem Fenda
Funciona para fontes pontuais e pode ser controlada substituindo a
fenda por um filtro de banda estreita
Combinando as Capacidades de Imagemento e
Espectroscopia do Goodman
Com a possibilidade de se introduzir filtros de banda estreita no
Goodman eacute possivel combinar imageamentos e espectroscopia de baixa
resoluccedilatildeo para gerar cataacutelogos de objetos com linha de emissatildeo de forma
mais raacutepida
Emissatildeo
Ha
Absorccedilatildeo
Ha
Creditos Tina Armond
Nebulosa escura Uma nuvem de poeira detectada por sua opacidade em
relaccedilatildeo agrave luz das estrelas que estatildeo atraacutes dela
Gloacutebulo de Bok Uma pequena nuvem escura de gaacutes e poeira opaca
Nebulosa de reflexatildeo Regiatildeo de poeira iluminada pela luz de uma estrela
ou de estrelas proacuteximas Tem aspecto azulado devido agraves cores das estrelas
cuja luz refletem
Nebulosa de emissatildeo Regiatildeo de poeira e gaacutes que brilha devido so seu
proacuteprio aquecimento
Regiatildeo HII Regiatildeo esfeacuterica de hidrogecircnio em emissatildeo alimentada pela
radiaccedilatildeo ultravioleta pelas estrelas em seu centro
Esfera de Stroumlmgren Outra designaccedilatildeo usada para descrever a regiatildeo
esfeacuterica de uma regiatildeo HII
Nuvem Molecular Gigante Uma nuvem grande e massiva de gas neutro
molecular e poeira que se acredita ser o siacutetio de futura formaccedilatildeo estelar
Terminologia Astronocircmica
Protoestrela Designaccedilatildeo de uma estrela durante os estaacutegios obscuros de seus
estaacutegios inicias de formaccedilatildeo
Estrelas preacute-sequecircncia principal Designaccedilatildeo para estrelas em formaccedilatildeo uma
que revele o seu brilho
Objeto T Tauri Designaccedilatildeo para uma protoestrela ainda embebida em gaacutes e
poeira cuja luz eacute variaacutevel
Objeto Herbig-Haro Nebulosidades brilhantes e feixes de gaacutes aparentemente
iluminado por um fluxo bipolar a partir da protoestrela
Limite de Eddington Limite superior de massa para estrelas (~60-70 M) a
partir da qual a radiaccedilatildeo de pressatildeo a fragmentaria
Anatilde Marrom Limite inferior de massa (~008 M) visiacutevel pela luz produzida
pela contraccedilatildeo estelar mas que natildeo eacute capaz de iniciar reaccedilotildees termonucleares
Planeta Objeto menos massivo que ~0013 M em equiliacutebrio hidrostaacutetico e
que natildeo inicia reaccedilotildees termonucleares
Objetos Preacute-Sequencia Principal Sequecircncia de pontos conectados no
diagrama HR gerado por simulaccedilotildees de estrelas em contraccedilatildeo
Terminologia Astronocircmica
Diagrama HR do aglomerado jovem
IC1590 mostrando estrelas ainda em
contraccedilatildeo para sequecircncia principal
Tal regiatildeo eacute denominada regiatildeo preacute-
sequecircncia principal desde que
passaram o estaacutegio protoestelar
Estrela queimando H
Estrelas em contraccedilatildeo
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Estaacutegio Duraccedilatildeo Temperatura Temperatura Raio
1 MSol (anos) Central (106K) Efetiva (K) (700 000km)
Sequecircncia
Principal 10 bilhotildees 15 5400 1
Subgigante 100 milhotildees 50 4000 3
Flash de heacutelio 100 mil 100 4000 100
Ramo
Horizontal 50 milhotildees 200 5000 10
Supergigante 10 mil 250 4000 500
Nebulosa
Planetaacuteria 10 mil 300
100 000(3000
nebula)
001(1000
nebula)
Anatilde Branca 11 bilhotildees 100 100 000 a 3000 001
Anatilde Preta 1015 a 1037 5K 5 001
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Tempo de vida em diferentes estaacutegios
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Questatildeo 2
Resolvendo a equaccedilatildeo de Boltzmann
Se o nuacutemero for 10
Com transiccedilotildees de n3 para n2 satildeo formadas as linhas de Balmer que
excitam regiotildees HII e nebulosas planetaacuterias
119925119920119920119925119920=119944119920119920119944119920119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931
119925119920119920119925119920119944119920119920119944119920
= 119942minus119916119920119920minus119916119920119948119931 119942
119916119920119920minus119916119920119948119931 =
119944119920119920119944119920119925119920119920119925119920
119916119920119920 minus 119916119920119948119931
= ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
Se o nuacutemero for 1
T=119916119920119920minus119916119920
119948 ln
119944119920119920119944119920
119925119920119920119925119920
T=120783120791120789120785120790119922
T=120785120784120782120787120791119922
Espectros Tomados sem Fenda
Funciona para fontes pontuais e pode ser controlada substituindo a
fenda por um filtro de banda estreita
Combinando as Capacidades de Imagemento e
Espectroscopia do Goodman
Com a possibilidade de se introduzir filtros de banda estreita no
Goodman eacute possivel combinar imageamentos e espectroscopia de baixa
resoluccedilatildeo para gerar cataacutelogos de objetos com linha de emissatildeo de forma
mais raacutepida
Emissatildeo
Ha
Absorccedilatildeo
Ha
Creditos Tina Armond
Nebulosa escura Uma nuvem de poeira detectada por sua opacidade em
relaccedilatildeo agrave luz das estrelas que estatildeo atraacutes dela
Gloacutebulo de Bok Uma pequena nuvem escura de gaacutes e poeira opaca
Nebulosa de reflexatildeo Regiatildeo de poeira iluminada pela luz de uma estrela
ou de estrelas proacuteximas Tem aspecto azulado devido agraves cores das estrelas
cuja luz refletem
Nebulosa de emissatildeo Regiatildeo de poeira e gaacutes que brilha devido so seu
proacuteprio aquecimento
Regiatildeo HII Regiatildeo esfeacuterica de hidrogecircnio em emissatildeo alimentada pela
radiaccedilatildeo ultravioleta pelas estrelas em seu centro
Esfera de Stroumlmgren Outra designaccedilatildeo usada para descrever a regiatildeo
esfeacuterica de uma regiatildeo HII
Nuvem Molecular Gigante Uma nuvem grande e massiva de gas neutro
molecular e poeira que se acredita ser o siacutetio de futura formaccedilatildeo estelar
Terminologia Astronocircmica
Protoestrela Designaccedilatildeo de uma estrela durante os estaacutegios obscuros de seus
estaacutegios inicias de formaccedilatildeo
Estrelas preacute-sequecircncia principal Designaccedilatildeo para estrelas em formaccedilatildeo uma
que revele o seu brilho
Objeto T Tauri Designaccedilatildeo para uma protoestrela ainda embebida em gaacutes e
poeira cuja luz eacute variaacutevel
Objeto Herbig-Haro Nebulosidades brilhantes e feixes de gaacutes aparentemente
iluminado por um fluxo bipolar a partir da protoestrela
Limite de Eddington Limite superior de massa para estrelas (~60-70 M) a
partir da qual a radiaccedilatildeo de pressatildeo a fragmentaria
Anatilde Marrom Limite inferior de massa (~008 M) visiacutevel pela luz produzida
pela contraccedilatildeo estelar mas que natildeo eacute capaz de iniciar reaccedilotildees termonucleares
Planeta Objeto menos massivo que ~0013 M em equiliacutebrio hidrostaacutetico e
que natildeo inicia reaccedilotildees termonucleares
Objetos Preacute-Sequencia Principal Sequecircncia de pontos conectados no
diagrama HR gerado por simulaccedilotildees de estrelas em contraccedilatildeo
Terminologia Astronocircmica
Diagrama HR do aglomerado jovem
IC1590 mostrando estrelas ainda em
contraccedilatildeo para sequecircncia principal
Tal regiatildeo eacute denominada regiatildeo preacute-
sequecircncia principal desde que
passaram o estaacutegio protoestelar
Estrela queimando H
Estrelas em contraccedilatildeo
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Estaacutegio Duraccedilatildeo Temperatura Temperatura Raio
1 MSol (anos) Central (106K) Efetiva (K) (700 000km)
Sequecircncia
Principal 10 bilhotildees 15 5400 1
Subgigante 100 milhotildees 50 4000 3
Flash de heacutelio 100 mil 100 4000 100
Ramo
Horizontal 50 milhotildees 200 5000 10
Supergigante 10 mil 250 4000 500
Nebulosa
Planetaacuteria 10 mil 300
100 000(3000
nebula)
001(1000
nebula)
Anatilde Branca 11 bilhotildees 100 100 000 a 3000 001
Anatilde Preta 1015 a 1037 5K 5 001
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Tempo de vida em diferentes estaacutegios
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Espectros Tomados sem Fenda
Funciona para fontes pontuais e pode ser controlada substituindo a
fenda por um filtro de banda estreita
Combinando as Capacidades de Imagemento e
Espectroscopia do Goodman
Com a possibilidade de se introduzir filtros de banda estreita no
Goodman eacute possivel combinar imageamentos e espectroscopia de baixa
resoluccedilatildeo para gerar cataacutelogos de objetos com linha de emissatildeo de forma
mais raacutepida
Emissatildeo
Ha
Absorccedilatildeo
Ha
Creditos Tina Armond
Nebulosa escura Uma nuvem de poeira detectada por sua opacidade em
relaccedilatildeo agrave luz das estrelas que estatildeo atraacutes dela
Gloacutebulo de Bok Uma pequena nuvem escura de gaacutes e poeira opaca
Nebulosa de reflexatildeo Regiatildeo de poeira iluminada pela luz de uma estrela
ou de estrelas proacuteximas Tem aspecto azulado devido agraves cores das estrelas
cuja luz refletem
Nebulosa de emissatildeo Regiatildeo de poeira e gaacutes que brilha devido so seu
proacuteprio aquecimento
Regiatildeo HII Regiatildeo esfeacuterica de hidrogecircnio em emissatildeo alimentada pela
radiaccedilatildeo ultravioleta pelas estrelas em seu centro
Esfera de Stroumlmgren Outra designaccedilatildeo usada para descrever a regiatildeo
esfeacuterica de uma regiatildeo HII
Nuvem Molecular Gigante Uma nuvem grande e massiva de gas neutro
molecular e poeira que se acredita ser o siacutetio de futura formaccedilatildeo estelar
Terminologia Astronocircmica
Protoestrela Designaccedilatildeo de uma estrela durante os estaacutegios obscuros de seus
estaacutegios inicias de formaccedilatildeo
Estrelas preacute-sequecircncia principal Designaccedilatildeo para estrelas em formaccedilatildeo uma
que revele o seu brilho
Objeto T Tauri Designaccedilatildeo para uma protoestrela ainda embebida em gaacutes e
poeira cuja luz eacute variaacutevel
Objeto Herbig-Haro Nebulosidades brilhantes e feixes de gaacutes aparentemente
iluminado por um fluxo bipolar a partir da protoestrela
Limite de Eddington Limite superior de massa para estrelas (~60-70 M) a
partir da qual a radiaccedilatildeo de pressatildeo a fragmentaria
Anatilde Marrom Limite inferior de massa (~008 M) visiacutevel pela luz produzida
pela contraccedilatildeo estelar mas que natildeo eacute capaz de iniciar reaccedilotildees termonucleares
Planeta Objeto menos massivo que ~0013 M em equiliacutebrio hidrostaacutetico e
que natildeo inicia reaccedilotildees termonucleares
Objetos Preacute-Sequencia Principal Sequecircncia de pontos conectados no
diagrama HR gerado por simulaccedilotildees de estrelas em contraccedilatildeo
Terminologia Astronocircmica
Diagrama HR do aglomerado jovem
IC1590 mostrando estrelas ainda em
contraccedilatildeo para sequecircncia principal
Tal regiatildeo eacute denominada regiatildeo preacute-
sequecircncia principal desde que
passaram o estaacutegio protoestelar
Estrela queimando H
Estrelas em contraccedilatildeo
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Estaacutegio Duraccedilatildeo Temperatura Temperatura Raio
1 MSol (anos) Central (106K) Efetiva (K) (700 000km)
Sequecircncia
Principal 10 bilhotildees 15 5400 1
Subgigante 100 milhotildees 50 4000 3
Flash de heacutelio 100 mil 100 4000 100
Ramo
Horizontal 50 milhotildees 200 5000 10
Supergigante 10 mil 250 4000 500
Nebulosa
Planetaacuteria 10 mil 300
100 000(3000
nebula)
001(1000
nebula)
Anatilde Branca 11 bilhotildees 100 100 000 a 3000 001
Anatilde Preta 1015 a 1037 5K 5 001
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Tempo de vida em diferentes estaacutegios
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Combinando as Capacidades de Imagemento e
Espectroscopia do Goodman
Com a possibilidade de se introduzir filtros de banda estreita no
Goodman eacute possivel combinar imageamentos e espectroscopia de baixa
resoluccedilatildeo para gerar cataacutelogos de objetos com linha de emissatildeo de forma
mais raacutepida
Emissatildeo
Ha
Absorccedilatildeo
Ha
Creditos Tina Armond
Nebulosa escura Uma nuvem de poeira detectada por sua opacidade em
relaccedilatildeo agrave luz das estrelas que estatildeo atraacutes dela
Gloacutebulo de Bok Uma pequena nuvem escura de gaacutes e poeira opaca
Nebulosa de reflexatildeo Regiatildeo de poeira iluminada pela luz de uma estrela
ou de estrelas proacuteximas Tem aspecto azulado devido agraves cores das estrelas
cuja luz refletem
Nebulosa de emissatildeo Regiatildeo de poeira e gaacutes que brilha devido so seu
proacuteprio aquecimento
Regiatildeo HII Regiatildeo esfeacuterica de hidrogecircnio em emissatildeo alimentada pela
radiaccedilatildeo ultravioleta pelas estrelas em seu centro
Esfera de Stroumlmgren Outra designaccedilatildeo usada para descrever a regiatildeo
esfeacuterica de uma regiatildeo HII
Nuvem Molecular Gigante Uma nuvem grande e massiva de gas neutro
molecular e poeira que se acredita ser o siacutetio de futura formaccedilatildeo estelar
Terminologia Astronocircmica
Protoestrela Designaccedilatildeo de uma estrela durante os estaacutegios obscuros de seus
estaacutegios inicias de formaccedilatildeo
Estrelas preacute-sequecircncia principal Designaccedilatildeo para estrelas em formaccedilatildeo uma
que revele o seu brilho
Objeto T Tauri Designaccedilatildeo para uma protoestrela ainda embebida em gaacutes e
poeira cuja luz eacute variaacutevel
Objeto Herbig-Haro Nebulosidades brilhantes e feixes de gaacutes aparentemente
iluminado por um fluxo bipolar a partir da protoestrela
Limite de Eddington Limite superior de massa para estrelas (~60-70 M) a
partir da qual a radiaccedilatildeo de pressatildeo a fragmentaria
Anatilde Marrom Limite inferior de massa (~008 M) visiacutevel pela luz produzida
pela contraccedilatildeo estelar mas que natildeo eacute capaz de iniciar reaccedilotildees termonucleares
Planeta Objeto menos massivo que ~0013 M em equiliacutebrio hidrostaacutetico e
que natildeo inicia reaccedilotildees termonucleares
Objetos Preacute-Sequencia Principal Sequecircncia de pontos conectados no
diagrama HR gerado por simulaccedilotildees de estrelas em contraccedilatildeo
Terminologia Astronocircmica
Diagrama HR do aglomerado jovem
IC1590 mostrando estrelas ainda em
contraccedilatildeo para sequecircncia principal
Tal regiatildeo eacute denominada regiatildeo preacute-
sequecircncia principal desde que
passaram o estaacutegio protoestelar
Estrela queimando H
Estrelas em contraccedilatildeo
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Estaacutegio Duraccedilatildeo Temperatura Temperatura Raio
1 MSol (anos) Central (106K) Efetiva (K) (700 000km)
Sequecircncia
Principal 10 bilhotildees 15 5400 1
Subgigante 100 milhotildees 50 4000 3
Flash de heacutelio 100 mil 100 4000 100
Ramo
Horizontal 50 milhotildees 200 5000 10
Supergigante 10 mil 250 4000 500
Nebulosa
Planetaacuteria 10 mil 300
100 000(3000
nebula)
001(1000
nebula)
Anatilde Branca 11 bilhotildees 100 100 000 a 3000 001
Anatilde Preta 1015 a 1037 5K 5 001
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Tempo de vida em diferentes estaacutegios
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Nebulosa escura Uma nuvem de poeira detectada por sua opacidade em
relaccedilatildeo agrave luz das estrelas que estatildeo atraacutes dela
Gloacutebulo de Bok Uma pequena nuvem escura de gaacutes e poeira opaca
Nebulosa de reflexatildeo Regiatildeo de poeira iluminada pela luz de uma estrela
ou de estrelas proacuteximas Tem aspecto azulado devido agraves cores das estrelas
cuja luz refletem
Nebulosa de emissatildeo Regiatildeo de poeira e gaacutes que brilha devido so seu
proacuteprio aquecimento
Regiatildeo HII Regiatildeo esfeacuterica de hidrogecircnio em emissatildeo alimentada pela
radiaccedilatildeo ultravioleta pelas estrelas em seu centro
Esfera de Stroumlmgren Outra designaccedilatildeo usada para descrever a regiatildeo
esfeacuterica de uma regiatildeo HII
Nuvem Molecular Gigante Uma nuvem grande e massiva de gas neutro
molecular e poeira que se acredita ser o siacutetio de futura formaccedilatildeo estelar
Terminologia Astronocircmica
Protoestrela Designaccedilatildeo de uma estrela durante os estaacutegios obscuros de seus
estaacutegios inicias de formaccedilatildeo
Estrelas preacute-sequecircncia principal Designaccedilatildeo para estrelas em formaccedilatildeo uma
que revele o seu brilho
Objeto T Tauri Designaccedilatildeo para uma protoestrela ainda embebida em gaacutes e
poeira cuja luz eacute variaacutevel
Objeto Herbig-Haro Nebulosidades brilhantes e feixes de gaacutes aparentemente
iluminado por um fluxo bipolar a partir da protoestrela
Limite de Eddington Limite superior de massa para estrelas (~60-70 M) a
partir da qual a radiaccedilatildeo de pressatildeo a fragmentaria
Anatilde Marrom Limite inferior de massa (~008 M) visiacutevel pela luz produzida
pela contraccedilatildeo estelar mas que natildeo eacute capaz de iniciar reaccedilotildees termonucleares
Planeta Objeto menos massivo que ~0013 M em equiliacutebrio hidrostaacutetico e
que natildeo inicia reaccedilotildees termonucleares
Objetos Preacute-Sequencia Principal Sequecircncia de pontos conectados no
diagrama HR gerado por simulaccedilotildees de estrelas em contraccedilatildeo
Terminologia Astronocircmica
Diagrama HR do aglomerado jovem
IC1590 mostrando estrelas ainda em
contraccedilatildeo para sequecircncia principal
Tal regiatildeo eacute denominada regiatildeo preacute-
sequecircncia principal desde que
passaram o estaacutegio protoestelar
Estrela queimando H
Estrelas em contraccedilatildeo
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Estaacutegio Duraccedilatildeo Temperatura Temperatura Raio
1 MSol (anos) Central (106K) Efetiva (K) (700 000km)
Sequecircncia
Principal 10 bilhotildees 15 5400 1
Subgigante 100 milhotildees 50 4000 3
Flash de heacutelio 100 mil 100 4000 100
Ramo
Horizontal 50 milhotildees 200 5000 10
Supergigante 10 mil 250 4000 500
Nebulosa
Planetaacuteria 10 mil 300
100 000(3000
nebula)
001(1000
nebula)
Anatilde Branca 11 bilhotildees 100 100 000 a 3000 001
Anatilde Preta 1015 a 1037 5K 5 001
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Tempo de vida em diferentes estaacutegios
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Protoestrela Designaccedilatildeo de uma estrela durante os estaacutegios obscuros de seus
estaacutegios inicias de formaccedilatildeo
Estrelas preacute-sequecircncia principal Designaccedilatildeo para estrelas em formaccedilatildeo uma
que revele o seu brilho
Objeto T Tauri Designaccedilatildeo para uma protoestrela ainda embebida em gaacutes e
poeira cuja luz eacute variaacutevel
Objeto Herbig-Haro Nebulosidades brilhantes e feixes de gaacutes aparentemente
iluminado por um fluxo bipolar a partir da protoestrela
Limite de Eddington Limite superior de massa para estrelas (~60-70 M) a
partir da qual a radiaccedilatildeo de pressatildeo a fragmentaria
Anatilde Marrom Limite inferior de massa (~008 M) visiacutevel pela luz produzida
pela contraccedilatildeo estelar mas que natildeo eacute capaz de iniciar reaccedilotildees termonucleares
Planeta Objeto menos massivo que ~0013 M em equiliacutebrio hidrostaacutetico e
que natildeo inicia reaccedilotildees termonucleares
Objetos Preacute-Sequencia Principal Sequecircncia de pontos conectados no
diagrama HR gerado por simulaccedilotildees de estrelas em contraccedilatildeo
Terminologia Astronocircmica
Diagrama HR do aglomerado jovem
IC1590 mostrando estrelas ainda em
contraccedilatildeo para sequecircncia principal
Tal regiatildeo eacute denominada regiatildeo preacute-
sequecircncia principal desde que
passaram o estaacutegio protoestelar
Estrela queimando H
Estrelas em contraccedilatildeo
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Estaacutegio Duraccedilatildeo Temperatura Temperatura Raio
1 MSol (anos) Central (106K) Efetiva (K) (700 000km)
Sequecircncia
Principal 10 bilhotildees 15 5400 1
Subgigante 100 milhotildees 50 4000 3
Flash de heacutelio 100 mil 100 4000 100
Ramo
Horizontal 50 milhotildees 200 5000 10
Supergigante 10 mil 250 4000 500
Nebulosa
Planetaacuteria 10 mil 300
100 000(3000
nebula)
001(1000
nebula)
Anatilde Branca 11 bilhotildees 100 100 000 a 3000 001
Anatilde Preta 1015 a 1037 5K 5 001
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Tempo de vida em diferentes estaacutegios
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Diagrama HR do aglomerado jovem
IC1590 mostrando estrelas ainda em
contraccedilatildeo para sequecircncia principal
Tal regiatildeo eacute denominada regiatildeo preacute-
sequecircncia principal desde que
passaram o estaacutegio protoestelar
Estrela queimando H
Estrelas em contraccedilatildeo
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Estaacutegio Duraccedilatildeo Temperatura Temperatura Raio
1 MSol (anos) Central (106K) Efetiva (K) (700 000km)
Sequecircncia
Principal 10 bilhotildees 15 5400 1
Subgigante 100 milhotildees 50 4000 3
Flash de heacutelio 100 mil 100 4000 100
Ramo
Horizontal 50 milhotildees 200 5000 10
Supergigante 10 mil 250 4000 500
Nebulosa
Planetaacuteria 10 mil 300
100 000(3000
nebula)
001(1000
nebula)
Anatilde Branca 11 bilhotildees 100 100 000 a 3000 001
Anatilde Preta 1015 a 1037 5K 5 001
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Tempo de vida em diferentes estaacutegios
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Estaacutegio Duraccedilatildeo Temperatura Temperatura Raio
1 MSol (anos) Central (106K) Efetiva (K) (700 000km)
Sequecircncia
Principal 10 bilhotildees 15 5400 1
Subgigante 100 milhotildees 50 4000 3
Flash de heacutelio 100 mil 100 4000 100
Ramo
Horizontal 50 milhotildees 200 5000 10
Supergigante 10 mil 250 4000 500
Nebulosa
Planetaacuteria 10 mil 300
100 000(3000
nebula)
001(1000
nebula)
Anatilde Branca 11 bilhotildees 100 100 000 a 3000 001
Anatilde Preta 1015 a 1037 5K 5 001
Diagrama HR de Estrelas em Formaccedilatildeo
Tempo de vida em diferentes estaacutegios
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Exemplos de propeliacutedeos de estrelas em formaccedilatildeo que jaacute limparam os
entornos de gaacutes e poeira
Propeliacutedeos Estelares
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
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Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Fragmentaccedilatildeo da nuvem
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
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Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
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Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Nebulosas Planetaacuterias Assim como as regiotildees HII as nebulosas planetaacuterias satildeo nuvens de gaacutes
ionizado por uma estrela central
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
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Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
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DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Eacute um gaacutes quente de baixa densidade aquecido por supernovas Pode
ter temperaturas gt106 K e densidades baixas menores que 0003 cm-3
bull Ocupa cerca de 50 do ISM
bull A escala vertical de altura do gaacutes eacute de ~3kpc sendo tambeacutem chamado
de ldquocorona quenterdquo da Galaacutexia
Seus traccediladores principais satildeo
Linhas de absorccedilatildeo vistas na direccedilatildeo de estrelas quentes no ultravioleta
distante (OIV ~l1400) para T~105K
Emissatildeo difusa de Raios-X para gases com Tgt106K
Meio ionizado muito quente (Raios-X e absorccedilatildeo de OIV)
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
w_l2diffuse_backgroundhtml
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
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Ma
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bsolu
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Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
httpimaginegsfcnasagovdocssciencekno
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Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Image of the soft X-ray sky taken by ROSAT The red indicates the intensity of the 14 keV band green is the 34 keV
band and the blue is the 15 keV band httpimaginegsfcnasagovdocsscienceknow_l2diffuse_backgroundhtml
Emissatildeo em Raios X
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
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ta
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade