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AGA2IS - LISTA AULA§ 16§,17 QUfinq- Entregar dia28lfil2020 PROPRIEDAD§ DE ESTRELAS, MEIO INTERE§TELAR E TOBMAÇAO E§TELAR l'iOME: 5'GAÊfr*\TO YERIIADEIRO OU FAI"SO: (2 ponto) t?l O moyimento próprio de uma estrela é sua velocidade verdadeira atrayes do espaço {()Umaestrela A parece mais brilhante do que nma estrela B, quando vistas da Terra.Isso quer dizer necssariamente que â estrela A está mais perto da Terra do que a esfrela B. ( V ) Uma estrela de magnitude aparente 5 parece menos brilhante do que uma estrela de magnitude apareate?. 4. (i/ ) Estrelas grgantes yermelhas tem alta luminosidade e baixa temperatura superficial. 5. (/ ) Linhas de hidrogênio neutro são fmcas tanto em strelas muito quentes como nas mais frias. 6. ( É) Au psqüenâs esúrelas quentes que se situam no eanÍo esquerdo inferior do diagrama HR são chamadas de anãs. 7. (É) A* estrelas passam o seu maior tempo de vida na fase de g§ante. E. ( t/) Os astrônomos podem distinguir estrelas de sequência principal e gigantes por meios espectroscópicos. 9. (t/) Estrelas de mais baixa massa tem tempo de üda maior do que estrelas ile nlta massa. 10. M llidrogênio é o gás mais abundante no meio inÍerestelar. ll. (f, O meio interestelar é distribuído homogeneamenúe na Gatráxia. 12. {í) Nebulmas de emissão possuem espectro similar ao de estrelas 13. (y) Frequentemente obser"ya-*e nebulosas escuras associadas a nebulosas brilhantes, 14. (fr A linha de 21 cm do II é foúemenúe absorvida por poeira inÍerestelar. 15. (6 Nuvens moleculares siio em média mais quentes do que nuvens de gás interestelar típicas. 16, (V) Trznsições entre diferenÍs esÍados rotacicnais de uma moléculas produzcm radiação no comprimento de onda de nádio. 17.@Rotação e campo magnético aceleram o colapso gravitacional de uma nuvem interestelar. 1S. Uma proto-estrela recém-formada possui uma luminosidade maior do qüe a luminosidade da estrela que ela formará- 19. Quando uma proúo-estrela evolui ao longo ila trale:tôrrra de Hayashin a luminosidade se mantém constante. 20. 1p Anas marrons levam muito úempo para se formar, mas eventualmente irão se transformar ém estrelas na baixa sequência principal. COMTLET.{R O SIJE rÂLTÁ {t ponto} Á lurninosidads de uma estrela é o seu A nragnitude ap*rente ê *** escala íu seco que â magxitude absoluta é uma escala O diagrarna HR é um di*grama de cia*sifieaçâe de No estágio 2 da evaluçãa pré-estelar, uma nuYem f t@G hçrufAru5o - em pe.daços meror€s, Duranúe o estágio 3 da evolução pré-estelarrcardt fragmento da nuvem intereetelar continua a se contrair, e suas úemperafuras e densidades centrais âOt{EÍt}TA(l ' No esúígio 4 de formação pré-stelar, o pedaço de nuvem interestelar continua se eontraindo, mas não s€ fragmenta mais. A partir deste momento este pedaço torna-se uma ?rrors: es reÉ,-e . 1, ,B t. , 3. (2'', t. 2. 3. 4. 5. 6. | .{=STÍ2^Ét+ § interestelar que está se contraindo vai

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AGA2IS - LISTA AULA§ 16§,17 QUfinq- Entregar dia28lfil2020

PROPRIEDAD§ DE ESTRELAS, MEIO INTERE§TELAR E TOBMAÇAO E§TELAR

l'iOME: 5'GAÊfr*\TO

YERIIADEIRO OU FAI"SO: (2 ponto)

t?l O moyimento próprio de uma estrela é sua velocidade verdadeira atrayes do espaço

{()Umaestrela A parece mais brilhante do que nma estrela B, quando vistas da Terra.Issoquer dizer necssariamente que â estrela A está mais perto da Terra do que a esfrela B.( V ) Uma estrela de magnitude aparente 5 parece menos brilhante do que uma estrela demagnitude apareate?.

4. (i/ ) Estrelas grgantes yermelhas tem alta luminosidade e baixa temperatura superficial.5. (/ ) Linhas de hidrogênio neutro são fmcas tanto em strelas muito quentes como nas mais

frias.6. ( É) Au psqüenâs esúrelas quentes que se situam no eanÍo esquerdo inferior do diagrama HR

são chamadas de anãs.7. (É) A* estrelas passam o seu maior tempo de vida na fase de g§ante.E. ( t/) Os astrônomos podem distinguir estrelas de sequência principal e gigantes por meios

espectroscópicos.9. (t/) Estrelas de mais baixa massa tem tempo de üda maior do que estrelas ile nlta massa.

10. M llidrogênio é o gás mais abundante no meio inÍerestelar.ll. (f, O meio interestelar é distribuído homogeneamenúe na Gatráxia.

12. {í) Nebulmas de emissão possuem espectro similar ao de estrelas13. (y) Frequentemente obser"ya-*e nebulosas escuras associadas a nebulosas brilhantes,14. (fr A linha de 21 cm do II é foúemenúe absorvida por poeira inÍerestelar.15. (6 Nuvens moleculares siio em média mais quentes do que nuvens de gás interestelar típicas.16, (V) Trznsições entre diferenÍs esÍados rotacicnais de uma moléculas produzcm radiação no

comprimento de onda de nádio.17.@Rotação e campo magnético aceleram o colapso gravitacional de uma nuvem interestelar.1S. (ú Uma proto-estrela recém-formada possui uma luminosidade maior do qüe a luminosidade

da estrela que ela formará-19. (ô Quando uma proúo-estrela evolui ao longo ila trale:tôrrra de Hayashin a luminosidade se

mantém constante.20. 1p Anas marrons levam muito úempo para se formar, mas eventualmente irão se transformar

ém estrelas na baixa sequência principal.

COMTLET.{R O SIJE rÂLTÁ {t ponto}

Á lurninosidads de uma estrela é o seu

A nragnitude ap*rente ê *** escalaíu seco

que â magxitude absoluta é uma escalaO diagrarna HR é um di*grama de cia*sifieaçâe deNo estágio 2 da evaluçãa pré-estelar, uma nuYemf t@G hçrufAru5o

- em pe.daços meror€s,

Duranúe o estágio 3 da evolução pré-estelarrcardt fragmento da nuvem intereetelar continuaa se contrair, e suas úemperafuras e densidades centrais âOt{EÍt}TA(l 'No esúígio 4 de formação pré-stelar, o pedaço de nuvem interestelar continua se eontraindo,mas não s€ fragmenta mais. A partir deste momento este pedaço torna-se uma?rrors: es reÉ,-e .

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7. Quando as reações de fusão do H sÍlo estáveis no núcleo ehá o equilÍbrio da gravidade coma pressão do gás, a estrela aÍingiu 3 3 €Qu rr.rcirr ?e iwqiP e U do diagrama IIB.

8. Para identiÍicar nüyens interestelares nas primeiras fass de evolução de formação estelar,os astrônomos procuram por emissão no comprimento de onda de An-Ji f)

9. No coEreço de vida- de uma má marrom de baixa massâ ocorrem reações deÉdsfs bo O6ir:-,€fz-te, em seu núcleo.

10. :tuma anã marrom, o seu equilíbrio hidrostático émantidopor '?Êe.sBró p6' erereorrls 2eoeruegpDe S

PROBLEMAS (7 pontos)

l) Uma estrela que esüá â umâ distância do Sol lle2,4 pc tem movimento próprio de4"lwo.a) Qual a sua velocidade transversa (km/s)? (Dica: calcular da mesma formâ, por exemplo,que se estima o diâmetro verdadeiro de um objeto através de seu diâmetro angular)b) Se a estrela po*sui am redshift de 0r{X}03, qual a velocidade espacial verdadeira daestrela em relação ao Sol?

(Dica:na relação do efeito efeito Doppler: red.shif t = z =

2) Qual o tempo de vida na squência principal de uma estrela de 15 Ms?

3) Derivar uma rela$o idade-Iuminosidade para estrelas da sequência principal (usarfórmulas em unidadm solares).

Qual a diferença em energia (em eV) doa dois estados possíveis de spin (praleloa eanúiparalelm) do áfomo de hidrogênio? (dica: considerar que, quando o H pâssa de umestado a outro, ele emite ou absorve radiação no comprimento de onda de 2l cm).

Uma esfrela é observadr atrav& de uma região de poeira, qu,e faz com que tenha o seubrilho afenuado de I magnitude/kpc. Se a maguitude aparente observada da estrela é demv-+4r0 e a sua magnitude absoluta é de Mv:-4n5, determine a distância considerando aextinção.

Quantas estrelffi do tipo solar @em se formar de uma nrvem molecular gigante dediâmetro de 10 pc e densidade de lrúxltr7 kglms? Assumir uma nuvem esférica, ondemetade dela vai ser usada para formar estrel*s do tipo solar (considere a massa do Sol Mo:2xl0o kg).

IHermine a massâ de Jeans de uma densa rüvem molecular de hidrogênio Hz típica(T:í)K e densidade numérica de n:l{X) partículas/cm-3). Compare com a massa de Jeansde uma nuvem de II neutro dada em aula {T:líX}K e n:l particulalcm-3) e dscreya o qüeste resultado moetrz em termos do tamanho de formação de estruturas?

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