Ednilson Oliveira

Constelações do Zodíaco

São 13 as constelações zodiacais

Magnitude Visual (m)EstrelaConstelação Cão Maior Sírius -1.46

Carina Canopus -0.72

Boeiro Arcturus -0.04

Or ion Betelegeuse 0.03 a 1.3

Lira Vega 0.03

Cen A Rigel Kentaurus -0.01

Orion Rígel 0.12

Capella 0.08 Cocheiro

Baseada no antigo catálogo de Hipparchus - Mv (1

a 6)________ Em 1856, a proposta de Pogson _______

M = K log (F1/F2)m = magnitude aparente

F = fluxo de energia

m1 - m2 = K log (F1/F2)

1 - 6 = K log (F1/F2)

-5 = K log 100 K= - 2,5

m2 - m1 = - 2,5 log (F2/F1)

K = ?

• A Magnitude Absoluta M de uma estrela é definida como a magnitude aparente que a estrela teria se estivesse a uma distância padrão de 10 pc (1 pc = 3,26 a.l.), ou seja, 32,6 a.l.

• O Sol tem uma mag. Visual aparente de mv = -26,74 e uma mag. Visual absoluta de M = + 4,83

m x MEstrelaConstelação Cão Maior Sírius -1,46 x 1,4

Carina Canopus -0,72 x -2,5

Boeiro Arcturus -0,04 x 0,2

Or ion Betelegeuse 0,03 a 1,3 x -7,2

Lira Vega 0,03 x 0,6

Cen A Rigel Kentaurus-0,01 x 4,4

Orion Rígel 0,12 x -8

Capella 0,08 x -0,4 Cocheiro

• O módulo de distância relaciona a magnitude aparente (m) a magnitude absoluta (M) e a distância (r) em parsec da estrela.

• m - M = 5log r - 5

• m - M = 5log r - 5 + A (Absorção interestelar)

m x M - r (a.l.)EstrelaConstelação Cão Maior Sírius -1,46 x 1,4 - 8,7

Carina Canopus -0,72 x -2,5 - 74

Boeiro Arcturus -0,04 x 0,2 - 34

Or ion Betelegeuse 0,03 a 1,3 x -7,2 - 500

Lira Vega 0,03 x 0,6 - 25

Cen A Rigel Kentaurus-0,01 x 4,4 - 4,3

Orion Rígel 0,12 x -8 - 815

Capella 0,08 x -0,4 - 41 Cocheiro

Olho humano 6.0

Binóculo 10.0

Telescópio ( 15cm ) 13.0

Telescópio ( 5m ) 20.0

São conjunto de estrelas fisicamente próximos.

Dividem-se em:Dividem-se em:

Aglomerados Abertosou EstelaresAglomerados Fechadosou Globulares

Aglomerados Abertos são constituídos pôr estrelas jovens de alguns milhares a milhões de anos. Possuem poucas estrelas.

São mais antigos que os abertos. A idade é cerca de 10 bilhões de anos. Possuem muitas estrelas.

M4 Centauri

M12

O Sol é109Xmaior!

Contração e Calor Colapso da nuvem de gás

M 45 Colisão de nuvens de gás

Emissão

Reflexão

Escura

Temperatura média -198 graus

Emitem luz no infravermelho

Não iniciou a fusão nuclear

Tempo nesta fase de 30.000 a 30.000.000 de anos

Não são visíveis!

1. Contração pela gravidade

2. Equilíbrio da gravidade com a radiação

Equilíbrio Hidrostático

Modelos com :

Equilíbrio Hidrostático

Massa

Luminosidade e Temperatura

Composição Química

A luminosidade de uma estrela é definida como a energia emitida em todas as direções e frequências.

L = 4 R^2 F

Classe CaracterísticasI a-0 Supergigantes mais luminosasIa Supergigantes luminosasIab Supergigantes moderadamente luminosasIb Supergigantes menos luminosasII Gigantes brilhantesIII Gigantes NormaisIV SubgigantesV Anãs ou normais (Sol G2V)VI SubanãsVII Anãs Brancas

Fusão de hidrogênio em hélio

Maior tempo de vida de uma estrela

O Sol ficará para sempreestável?

Vai ficar 1000x mais luminoso

Raio 100x maior

Temperatura na superfície 3500K

Sobe a temperaturado núcleo

Período de instabilidade

Pulsação Perda de massa

Expansão de 100 a 1000x o raio solar

100 000 000K

Diâmetro da Terra

Muito densa

25 000 a 100 000 K

100 000xg da Terra

50 000 anos de vida

Anã branca Anã negra

O Azuis e brancas, 35 000K Mintak, Alnitak

B Azulada, 20 000K Rigel, Spica

A Brancas, 10 000K Sirius, Vega

F Branco amareladas, 7 000K Canopus, Procion

GAmarelas, 6 000K Sol, Cen

K Alaranjadas, 4 000K Aldebaran, Arcturus

M Vermelhas, 2 500 a 3 000K Antares, Betelgeuse

O5 40 405 000 1 000 000

BO 15 13 000 11 000 000 AO 3.5 80 440 000 000FO 1.7

6,4

3 000 000 000GO 1.1 1,4 8 000 000 000

MO 0.5 0,08

KO 0.8 0,46 17 000 000 000

56 000 000 000

Massa LuminosidadeTempo na S.P.Tipo espectral Solar Solar Em anos

Reações nucleares mais violentas

600 000 000K

Fusão até o ferro

Combustívelnuclear

Produtos nucleares

Temperaturamínima

Massamínima

H He 4 000 000 0.1

He C,O 120 000 000 0.4

C Ne, Na, Mg ,O 600 000 000 4

Ne O, Mg 1 200 000 000 8

O Si ,S, P 15 000 000 000 8

S Ni até Fe 2 700 000 000 8

Em Massasolar

1028

toneladas de TNT

1932 Descoberta da partícula

1933 Relação com Supernovas

Apenas 10Km de raio

1 000 000K

Emissão de raios-X

São estrelas de neutrons

1967 - Misteriosa fonte que emitia pulsos periódicos

Energia de rotação Energia de radiação

25 dias 1000x/sSol

Estrela colapsa

Nem a luz escapade seu campo deação.

10 000 000K

Massa 0.08 da solar Anãs Marrons

Mais de 70 massas solares Instável

Menores que 0.4 massas solares Anãs vermelhas

Entre 0.4 e 4 massas solaresFim como o do Sol

Entre 3 e 9 massas solaresSupernovas, estrela de neutrons

Acima de 9 massas solares Buraco negro