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Astronomia Geral > Estrelas > Flashcards

Estrelas Flashcards

1
Q

Estrelas Binárias - Definição e tipos

A

Duas estrelas ligadas gravitacionalmente orbitando um centro de massa comum
tipos:
- Visuais
(observadas no telescópio como duas estrelas)
-Astrométricas
(detecção pelas ondulações no movimento da estrela + brilhante)
-Espectroscópicas
(variação da velocidade radial (por Efeito Doppler))
-Eclipsantes
(uma passa na frente da outra)

obs: estrelas binárias aparentes não são estrelas binárias verdadeiras por não estarem ligadas gravitacionalmente

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2
Q

Estrelas binárias - Massas estelares

A
  • 3° Lei de Kepler (2 corpos se orbitando mutualmente)
    (M1 + M2) = (r alpha)³ / P²
    ( r(pc) = distância do sistema ao Sol) // alpha(‘’) = separação aparente entre elas )

-Espectroscópicas > Efeito Doppler

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3
Q

Classificação Espectral - Leis de Kirchhoff

A
  • CORPO OPACO QUENTE (sólido ou fluido muito denso)
    espectro CONTÍNUO (em todos os comprimentos de onda)
    (ex = lâmpada incadescente // radiação de corpo negro)
  • GÁS QUENTE E TRANSPARENTE (baixa densidade)
    espectro de linhas de EMISSÃO características da composição química do gás
  • RADIAÇÃO ELETROMAGNÉTICA ATRAVÉS DE UM GÁS FRIO
    espectro de linhas de ABSORÇÃO características da composição química do gás
    (ex = lâmpada + gás frio // radiação de estrelas)
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4
Q

Einstein - Energia Quantizada

A

Relacionou a energia de absorção e emissão de fótons
E = h f (Energia = Constante de Planck x Frequência)
E = h c/lambda (Energia = Constante de Planck x (velocidade da luz / comprimento de onda))

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5
Q

Lei de Brouglie

A

Momento linear de um fóton

p = h / lambda = E / c

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6
Q

Bohr - linhas espectrais

A

e- em órbitas quantizadas de energia bem definidas > os e- não irradiam estando nessas órbitas
h f = E(n1) - E(n2) = 13,6 eV (1 / (n1)² - 1 / (n2)² )

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7
Q

Classificação espectral - Tipos e principal parâmetro

A

Principal parâmetro = TEMPERATURA
Oh Be A Fine Girl Kiss Me (OBAFGKM)
O —- + quente e + massivas
M —- + fria e - massivas

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8
Q

Classificação espectral - Observação por Espectro

A
  • Movimento radial > Vr por Efeito Doppler
  • Propriedades intrínsecas
    • Temperatura
    • Composição Química
    • Luminosidade
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9
Q

Velocidade Radial

A
  • Movimento radial > Vr por Efeito Doppler

dLambda / lambda = (lambda_obs - lambda_lab) / lambda_lab = Vr / c

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10
Q

Diagrama HR - parâmetros e classificação das estrelas

A

TEMPERATURA DA SUPERFÍCIE X LUMINOSIDADE

Sequência principal = Anãs
Anãs brancas (canto inferior esquerdo)
Super gigantes
Gigantes vermelhas

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11
Q

Diagrama HR - Relações (luminosidade e gravidade superficial)

A

Estrelas + luminosas = + massivas e + quentes (Lei de Stefan-Boltzmann)

Gravidade superficial e Raio — g = (GM) / R²
( - R = + Pressão (+ pertubação nos níveis) = linhas + largas)

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12
Q

Paralaxe Espectroscópia

A 
Método para obter DISTÂNCIAS
Classe espectral (temperatura) + luminosidade (largura das linhas espectrais)

posiciona-se a estrela no diagrama hr calibrado para obter sua mag. absoluta
> relação do módulo da distância —- d = 10 ^ [( m - M + 5) / 5 ]

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13
Q

Formação e evolução estelar - principal fonte de energia da estrela e o que define sua evolução

A

principal fonte de energia = FUSÃO NUCLEAR

evolução definida pela MASSA

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14
Q

Formação Estelar

A

Matéria nas nuvens > contração gravitacional dessa matéria
> PROTOESTRELA (atinge o equilíbrio hidrostático (Pressão X Gravidade))
> Estrela (SP) (equilíbrio hidrostático + fusão nuclear)

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15
Q

Formação Estelar - Tipos de Nuvens

A

Aglomerados de Bok — + frios (importante para contração (se for quente o gás expande)
Nuvens moleculares gigantes —- + densas (formação de aglomerados)

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16
Q

Reações de fusão Nuclear

A

PP Chain - cadeia próton-próton -> 1 Mo
Ciclo CNO (M > Mo) — Carbono, Nitrogênio e Oxigênio
Triple Alpha — reações em estrelas que já esgotaram o H
( - P = contração do núcleo = + denso = transformação em elementos + pesados)

17
Q

Formação Estelar - Tempo de Permanência na SP

A

+ Massa = + Temperatura = + Luminosidade
L = E / t L proporcional M³
E proporcional M —– t = M / L ——- t = 1 / M²

18
Q

Propriedades Físicas das Estrelas

A

Tef , L e R mudam conforme acontece o fluxo de energia no interior das estrelas

19
Q

Evolução Estelar

A

0.08 Mo < M < 0.45 Mo
Protoestrela – Estrela anã SP (H>He) – Gigante Vermelha (He) – Anã Branca (He)

0.45 Mo < M < 8 Mo
Protoestrela – Estrela anã SP (H>He) – Gigante Vermelha (He) – Super Gigante Vermelha (He > C > O) – Nebulosa Planetária - Anã Branca (C, O)

8 Mo < M < 25 Mo
Protoestrela – Estrela anã SP (H>He) – Super Gigante Vermelha (He > C,O > Na > Mg > Si, S) – Supernova – Estrela de nêutrons

25 Mo < M < 100 Mo
Protoestrela – Estrela anã SP (H>He) – Estrela Wolf-Rayet – Supernova – Buraco Negro

20
Q

Fusão e formação de Elementos + Pesados

A

no núcleo e em camadas (até o Fe, em que a fusão consome energia) > Supernova
> liberação de muitos nêutrons&raquo_space; formação de elementos + pesados

21
Q

Pulsar

A

Estrela de nêutrons com campo magnético intenso e alta rotação

22
Q

Pressão em anãs brancas

A

PRESSÃO DE DEGENERESCÊNCIA
> física quântica (Princípio de Exclusão de Pauli) > Pressão varia com densidade
> NÃO depende de T (mesmo quando a estrela esfria ela mantém seu raio)

23
Q

Buracos Negros

A

> Lente gravitacional
- Evidência de BN com o Eclipse de Sobral (raios-x emitidos pelo disco de acreção)
(T alta > atrito da matéria em movimento&raquo_space; raios-x emitidos pelo disco de acreção)

> Raio de Schwarschild
- Rs = 3 M/Mo km

24
Q

Estrelas variáveis - relações

A 
\+ luminosidade (máx)
   > + superfície (máx)
   > + Tef (máx)  >> varia o tipo espectral 
   > + velocidade (máx)
   > raio cresce mais rapidamente
25
Q

Estrelas variáveis - Motivo da pulsação e localização no diagrama HR

A

Localização – Faixa de Instabilidade

Motivo de pulsação:
> Cefeida comprimida > opaca (fótons presos no interior) > + T (gás + quente)> + Pressão
> Expansão > Transparente > fótons escapam > -T > -P > Cefeida comprimida pela gravidade (ciclo)

26
Q

Cefeidas e distâncias

A

período + longo = + brilho&raquo_space;> Determinação de distância extra-galáticas
m - M = -2.5log[d(pc)] - 5

27
Q

Limites da faixa de instabilidade

A

+ T > Elementos + próximos da superfície
pulsações amortecidas pela conveção na superfície

  • T
    pulsações amortecidas na superfície porque a densidade é baixa

Astronomia Geral (4 decks)

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