Aula 5 – O Sol e as outras estrelas - Observatório do Valongo

I Curso “Introdução à Astronomia”
As estrelas e o Sol
Daniel R. C. Mello
Observatório do Valongo - UFRJ
Nesta aula veremos:
 As
dimensões e as distâncias das
estrelas:
 tamanho, forma, distâncias;
 Aspectos físicos das estrelas:
Temperatura, brilho, massa, composição e geração
de energia;
 Nascimento e Morte
 O ciclo de vida das estrelas
As estrelas no universo:
 Quando olhamos o céu em noite clara, nada
parece ser mais comum e numeroso que as estrelas;
 De fato, as estrelas são blocos fundamentais do
universo em escala macroscópica, assim como os
átomos são blocos fundamentais do universo em
escala microscópica;
 A grande importância das estrelas reside no fato de
que elas são as responsáveis pela mais importante
tarefa no universo: gerar e reciclar os elementos
químicos constituintes de toda matéria. O universo
não consegue fazer isso sozinho.
As estrelas no universo:
 À olho nu conseguimos observar nas melhores
condições cerca de 6 mil estrelas em toda céu
durante o intervalo de 1 ano.
 Isto representa, todavia, uma fatia ínfima de todas
as estrelas, mesmo na nossa galáxia, a Via Láctea.
Nossos olhos só conseguem ver as estrelas vizinhas
do Sol, que estão todas em nossa galáxia.
 Estrelas em outras galáxias só podem ser vistas
com grandes telescópios.
As estrelas no universo:
 Existem estrelas de todo tipo, tamanhos, massas,
temperaturas, densidades, gravidades, idades;

 Mas então, o que vem a ser uma estrela?
 Basicamente, uma estrela é uma “esfera” de gás a
altíssima temperatura (plasma) que gera sua própria
energia (brilho) por meio de reações nucleares;
 Duas forças estão em competição constante em
uma estrela: a gravidade e a pressão do gás.
As estrelas no universo:
p
g
p+g=0
As estrelas no universo:
 Em situações normais (mais de 90% da vida das
estrelas), o equilíbrio P+G = 0 é satisfeito. Neste caso,
a estrela não aumenta ou diminui de tamanho.
 Existem, entretanto, estrelas em que P+G ≠ 0. Estas
estrelas estão em ciclos avançados de suas vidas,
onde algo violento pode estar prestes a ocorrer.
Veremos casos em que P+G ≠ 0;
 Mas as estrelas são mesmo enormes?
As estrelas no universo: tamanhos
Sol e os planetas do
Sistema Solar
As estrelas no universo: tamanhos
O Sol é apenas uma minúscula estrela quando
comparadas com outras espalhadas pelo Universo.
As estrelas no universo: tamanhos
Em geral dizemos que as estrelas são anãs,
gigantes e supergigantes
As estrelas no universo: tamanhos
As estrelas no universo: formas
As estrelas são todas exatamente esféricas?
Quase todas são praticamente esféricas, mas
existem estrelas com formatos diferentes;
Mas por quê?
Resp: A rotação e novamente a relação P+G são
as causas do formato não-esférico; Estrelas mais
quentes giram mais rápido (30-300 km/s);
Estrelas mais frias giram mais devagar (1- 30
km/s).
As estrelas no universo: formas
Agora, por favor, não vão dizer que as
estrelas têm pontas!
As estrelas no universo: distâncias
Já vimos que existem inúmeras estrelas maiores
que nosso Sol. Então, por que o Sol parece tão
mais brilhante que elas?
Todas as estrelas do céu noturno estão muito,
muito mais distantes de nós do que o Sol;
Os astrônomos com o passar dos séculos
aprenderam diversos métodos para estimar as
distâncias até as estrelas. Isto auxiliou em muito a
noção que temos hoje da escala de grandeza do
universo inteiro.
As estrelas no universo: distâncias
O primeiro método de cálculo da distâncias
estelares foi a paralaxe (usando geometria):
As estrelas no universo: distâncias
Aspectos das estrelas: distâncias
Mas o que é realmente o Ano-Luz (AL)?
É a distância que a um raio de luz viaja no período
de 1 ano. Ele vale:
9.460.730.472.580,8 km (aproximadamente 9,5
trilhões de quilômetros)
O AL é muito usado em Astronomia, mas existem
outras unidades de distância.
Aspectos físicos das estrelas: Cores e
temperaturas
Já perceberam que as estrelas possuem cores
Diferentes?
Aspectos físicos das estrelas: O que é
um espectro?
Aspectos físicos das estrelas: O que é
um espectro?
Aspectos físicos das estrelas: Cores e
temperaturas
 No séc XIX algumas áreas da física
(termodinâmica e eletromagnetismo) forneceram
as bases para explicar a radiação emitida pelas
estrelas e outros corpos celestes;
 Foi possível começar a coletar e entender os
espectros;
 No século XX a física quântica permitiu
aos astrônomos a compreensão de
muitos aspectos da radiação das estrelas.
Aspectos físicos das estrelas: Cores e
temperaturas
A cor de uma estrela está relacionada com a
quantidade máxima de radiação da estrela e com a
temperatura. Se medimos a radiação e
identificamos a cor, podemos estimar a
temperatura;
A astrônoma Annie J. Canon foi a
primeira a classificar as estrelas
a partir dos espectros em 1910;
Ela classificou mais de 250 mil
estrelas.
Aspectos físicos das estrelas: Cores e
temperaturas
Classe da
Estrela
Cor da Estrela
Temperatura Superficial
(K)
Exemplo
O
azul
30.000
Mintaka
B
branco-azulado
20.000
Rigel
A
branco
10.000
Sírius
F
branco-amarelado
7.000
Prócion
G
amarelo
6.000
Sol
K
alaranjado
4.000
Aldebarã
M
vermelho
3.000
Betelgeuse
Aspectos físicos das estrelas: Massas
As estrelas contêm quantidade incrível de matéria.
Nosso Sol, por exemplo, tem massa de ~ 2 x 1030 kg!
A massa fornece outra classificação importante das
estrelas:
Estrelas de alta massa: M > 8MS* (*massa solar);
Estrelas de massa intermediária: 2.5 < M < 8.0 MS;
 Estrelas de baixa massa 0.08 < M < 2.5 MS.
Aspectos físicos das estrelas: Massas
A massa de uma estrela é muito importante, porque,
à grosso modo, ela é quem vai determinar o quanto
uma estrela viverá:
Muita massa: vida curta;
Pouca massa:
m
m
m
vida longa
m
m
Aspectos físicos das estrelas: Massas
Aspectos físicos das estrelas: de quê
as estrelas são formadas?
As estrelas são formadas basicamente de Hidrogênio
e Hélio, que são também os principais constituintes
do universo.
Mas como os outros elementos apareceram?
Foram formados nas estrelas também, mas em
quantidades muito menores.
As reações nucleares ocorrentes em diversas fases
estelares são quem determinam a formação dos
elementos químicos:
Aspectos físicos das estrelas: de quê
as estrelas são formadas?
Mas com a grande maioria das estrelas, podemos
resumir:
Aspectos físicos das estrelas: de quê
as estrelas são formadas?
Aspectos físicos das estrelas: Como
as estrelas geram sua energia?
Alta temperatura e pressão no núcleo da estrela;
 Fusão entre Hidrogênio + Hélio = expansão do
gás da estrela + energia (responsável pelo brilho)
Este
efeito
é
responsável
pela
estabilidade
e
energia do Sol por
bilhões de anos!
Agrupando as estrelas
 Apesar
de nosso Sol estar relativamente
isolado de outras estrelas, estima-se que até
50% das estrelas do universo vivam aos pares
ou em grupos;
 Dentro da hierarquia, as estrelas se agrupam
em:
a) Sistemas duplos (ou sistemas estelares);
b) Aglomerados estelares;
c) Galáxias.
Agrupando as estrelas: sistemas duplos
Agrupando
estelares
as
estrelas:
Aglomerado Caixinha de Jóias na
constelação de Cruzeiro do Sul e
Omega Centauri na constelação do
Centauro
aglomerados
Os
aglomerados
estelares
são
cúmulos irregulares
ou
esféricos
de
centenas a milhares
de estrelas;
Nesta aula veremos:
 Nascimento e Morte
O
ciclo de vida das estrelas
O nascimento das estrelas: o que
dizem as teorias.
Os astrônomos começaram a lançar hipóteses do
nascimento das estrelas no século XVIII e XIX
através da observação de nuvens de gás e poeira
que também continham estrelas: as conhecidas
nebulosas;
O nascimento das estrelas: o que
dizem as teorias.
CO
NH3
CH4
H2
As regiões mais densas e escuras dentro da
nuvem começam a se juntar para formar estrelas
O nascimento das estrelas: o que
dizem as teorias.
O nascimento das estrelas: o que
dizem as teorias.
O trabalho da gravidade: o Diagrama de bolinhas
1
O nascimento das estrelas: o que
dizem as teorias.
Diagrama de bolinhas
2
O nascimento das estrelas: o que dizem
as teorias.
Diagrama de bolinhas
3
O nascimento das estrelas: o que dizem
as teorias.
Diagrama de bolinhas
4
O nascimento das estrelas: o que dizem
as teorias.
Diagrama de bolinhas
5
O nascimento das estrelas: o que dizem
as teorias.
Diagrama de bolinhas
6
O nascimento das estrelas: o que
dizem as teorias.
Neste estágio, já
avançado,
a
temperatura
e
principalmente a
massa no centro
da compactação
já é alta suficiente
para
que
as
reações
nucleares
comecem
a
ocorrer
nas
estrelas
O nascimento das estrelas: o que
mostram as observações
As regiões escuras na
imagem da esquerda foram
o que restaram das
formações estelares.
Aspectos da evolução estelar
Quando uma estrela acaba de ser formada, de
“cara”, ela entra em uma destas três classes:
Estrelas de alta massa: M > 8MS;
Estrelas de massa intermediária: 2.5 < M < 8.0 MS;
 Estrelas de baixa massa 0.08 < M < 2.5 MS.
Mas o que acontece quando a massa é
menor que 0.08 massas solares?
Aspectos da evolução estelar
Neste caso, forma-se um objeto sub-estelar
chamado anã marrom: é uma estrela fracassada que
não conseguiu fazer a fusão nuclear do hidrogênio.
Sol
Júpiter
Anã marrom
Anãs Marroms M < 0.08 MSOL
descobertas em 1995
Aspectos da evolução estelar: a
evolução das estrelas
Quando a estrela perde todo o hidrogênio do
núcleo, ocorre o desequilíbrio entre P e G. A
relação P+G = 0 falha e a estrela precisa encontrar
um modo de retomar sua estabilidade e evitar o
colapso.
Os modelos astrofísicos e as observações têm
mostrado que neste estágio as atmosferas das
estrelas aumentam muito de tamanho, enquanto
que o núcleo delas se contrai: é a fase de Gigante
Vermelha
Aspectos da evolução estelar: As
Gigantes Vermelhas
Nesta fase a temperatura superficial diminui, mas
a luminosidade e o tamanho são bem maiores que
a do Sol.
Aspectos da evolução estelar: Além
das Gigantes
Quando a estrela chega na fase de Gigante, a sua
trajetória de vida futura vai depender diretamente da
sua massa:
Baixa massa e massa intermediária:
Planetária
Anã branca;
Alta massa: Supergigante
Estrela de nêutrons
Buraco negro
Nebulosa
Supernova
Aspectos da evolução estelar: As
Nebulosas Planetárias
A fase de Nebulosa Planetária compreende um dos
estágios finais de vida das estrelas pouco massivas
(tipo solar);
Nesta fase a estrela expulsa todas as suas camadas
superficiais para o exterior formando uma nuvem de
gás e poeira. No centro resta apenas o núcleo estelar
quente e muito denso.
Neste momento, não há mais produção de energia
nuclear, as estrelas brilham apenas pela energia
gravitacional muito intensa.
Aspectos da evolução estelar: As
Nebulosas Planetárias
Aspectos da evolução estelar: As
Nebulosas Planetárias
A fase de Nebulosa Planetária é muito rápida tendo
duração máxima de 100 mil anos. O Sol deve passar
por esta fase no final de sua vida.
Aspectos da evolução estelar: As
anãs brancas
Quando a nuvem que envolve a nebulosa planetária
é dissipada, resta apenas o núcleo ou “caroço”
estelar;
Como nenhuma energia é mais produzida ele
começa a esfriar lentamente, chegando à fase de
anã branca.
Estas anãs são muito fracas de brilho, mas são mais
quentes e muito mais densas que o Sol.
Aspectos da evolução estelar: As
anãs brancas
Aspectos da evolução estelar: As
anãs brancas
As anãs brancas possuem densidade ~ 105 vezes a
densidade da água;
São difíceis de serem observadas (brilho fraco).
Aspectos da evolução estelar: As
Supergigantes
Vamos ver agora aspectos da evolução das
estrelas de alta massa: No estágio de
Supergigante as reações nucleares mudam, a
temperatura no núcleo é muito maior, a densidade
é super alta e a luminosidade também;
Nesta fase as estrelas podem passar
variações de brilho (estrelas variáveis);
por
É nesta fase também que os elementos químicos
pesados começam a ser formados.
Aspectos da evolução estelar: As
Supergigantes
Betelgeuse
Outras supergigantes conhecidas:
Canopus, Deneb e Capella
Aspectos da evolução estelar: As
supergigantes massivas
Vamos ver agora como evoluem as estrelas de alta
massa no final da fase de Supergigantes: elas são as
responsáveis pelos eventos mais energéticos das
Galáxias: as supernovas.
Quando uma estrela massiva chega nesta fase,
devido a sua grande massa e enorme temperatura
central, diversas reações nucleares conseguem
produzir diversos elementos além do He: C, N, O,
Mg, F, Si, etc...
Aspectos da evolução estelar: As
supergigantes massivas
Aspectos da evolução estelar: As
supergigantes massivas
Estas estrelas são muito instáveis e começam a
expulsar suas camadas externas e variar de brilho
às vezes de forma irregular. Temos um caso clássico
de P + G ≠ 0;
Por outro lado, estas estrelas são raríssimas,
tamanha a energia necessária para formá-las. Elas
têm massa acima de 30 massas solares.
Aspectos da evolução estelar: As
supernovas
Quando o núcleo da
estrela produz o Ferro
(Fe), um evento
catastrófico ocorre: o
colapso gravitacional e a
liberação de toda energia:
uma Supernova;
Isso ocorre porque o Ferro
não pode ser utilizado
como novo combustível
nuclear.
Aspectos da evolução estelar: As
supernovas
Uma Supernova que ocorreu em 1987 na galáxia
Pequena Nuvem de Magalhães
Aspectos da evolução estelar: As supernovas
As supernovas são eventos super energéticos que
emitem muita radiação. Algumas podem ser tão
brilhantes quanto suas galáxias;
São muito raras: estima-se que ocorra 1 supernova
em cada galáxia a cada 300 anos. A última
observada na nossa galáxia foi vista em 1604,
registrada pelo astrônomo Kepler. Entretanto
estudos mais recentes sugerem que outras
supernovas podem ter ocorrido em séculos
posteriores.
Elas podem brilhar como 10 bilhões de sóis juntos!
Aspectos da evolução estelar: As
supernovas
Supernova na Galáxia
NGC 4526 em 1994
Aspectos da evolução estelar: Além
das supernovas
Aspectos da evolução estelar: Além
das supernovas
Mas não para por aí: o núcleo que restou da
explosão da supernova é tão denso, tão pesado e
tão pequeno que ele pode dar origem ainda a dois
objetos:
As estrelas de Nêutrons (Mcentral entre 1.44
e 3 Msol);
Os Buracos Negros (Mcentral > 3 Msol).
Aspectos da evolução estelar: As
estrelas de Nêutrons
Nestes objetos a
densidade é tão alta que
elétrons e prótons se
fundem em nêutrons;
Elas são as menores
estrelas existentes.
Possuem diâmetros da
ordem de dezenas a
centenas de quilômetros;
Aspectos da evolução estelar: As
estrelas de Nêutrons
Aspectos da evolução estelar: O
Buraco Negro
Para as estrelas mais massivas que se conhece, o
estágio final e derradeiro de vida são os buracos
negros.
Neste caso o colapso é total e a gravidade tende ao
infinito: toda luz e radiação é capturada;
Fato: Não podemos observar um buraco negro pois
ele não emite luz visível (são invisíveis). Entretanto
eles nos deixam evidências por sua interações com
a radiação e outras estrelas ao seu redor.
Aspectos da evolução estelar: O
Buraco Negro
Concepção artística de um buraco negro
Aspectos da evolução estelar: O
Buraco Negro
Aspectos da evolução estelar: O
Buraco Negro
Nesta aula veremos:
A
Dinâmica do Sol:
 Estrutura interna, tamanho e forma;
 Movimentos de rotação e translação;
 Aspectos físicos do Sol:
Temperatura, brilho e geração de energia;
 Massa, densidade e campo magnético;
 A relação Terra-Sol
 Influência solar na vida terrestre
A Dinâmica do Sol: seus movimentos
Basicamente o Sol possui 2 movimentos: o de
rotação em torno de seu eixo e o de translação em
torno do centro da Via-Láctea;
Rotação: de oeste
para leste (mesmo
sentido da translação
dos planetas) em:
~ 25 dias no
equador;
~ 34 dias nos polos).
A Dinâmica do Sol: seus movimentos
Basicamente o Sol possui 2 movimentos: o de
rotação em torno de seu eixo e o de translação em
torno do centro da Via-Láctea;
Translação: m
torno do centro
galáctico com
período
estimado entre
220 – 250
milhões de anos.
A estrutura do Sol: as camadas
Não podemos observar o interior solar diretamente, mas
modelamos e conhecemos certas propriedades do Sol
com base nas leis da física, nas evidências
observacionais e nos efeitos que o Sol gera no meio ao
seu redor;
A estrutura do Sol pode ser dividida em:
Núcleo (reações nucleares);
 Zona radiativa;
 Zona convectiva;
 Fotosfera;
 Cromosfera;
A estrutura interna do Sol:
Coroa
A estrutura interna do Sol:
A zona radiativa:
A Zona radiativa é a região mais
extensa do Sol (25% a 70% do
raio solar);
Possui também a região com as
maiores variações de densidade;
O transporte de energia por
radiação acontece devido aos
átomos do gás solar que
absorvem e re-emitem a radiação
para o exterior.
A estrutura interna do Sol:
A zona convectiva:
A zona convectiva se prolonga de 70% do raio do
Sol até a superfície;
 O transporte de calor por convecção é semelhante
ao transporte de calor em uma panela com água em
ebulição;
 A evidência da convecção solar é a observação de
grânulos na superfície do Sol:
A estrutura do Sol: sua atmosfera
A Fotosfera:
A fotosfera á a superfície visível do Sol;
 Comparada com as outras camadas ela é muito
fina, com apenas 500km de espessura (0.1% do
tamanho do Sol);
 Nela estão presentes os grânulos e as manchas
solares, que são manifestações do intenso campo
magnético do Sol;
 Apesar de ser extremamente fina e rarefeita, a
fotosfera tem importância ímpar para o estudo de todo
o Sol pois é a camada que observamos diretamente à
olho nu e com nossos telescópios e detectores.
A estrutura do Sol: sua atmosfera
A Fotosfera:
A estrutura do Sol: as regiões exteriores
A Cromosfera:
As protuberâncias nascem na cromosfera e são as maiores
estruturas variáveis do Sol. São geradas por fortes campos
magnéticos
A estrutura do Sol: as regiões exteriores
A Coroa:
A estrutura do Sol: as regiões exteriores
A Coroa:
As estruturas observadas na coroa, como arcos
coronais são gigantescas e estão associadas ao ciclo
de atividade magnética do Sol;
A física do Sol: a geração de energia
O brilho Solar:
 O brilho do Sol tem se mantido estável por bilhões de
anos como atestam dados geológicos. Apenas na década
de 1940 foi possível explicar satisfatoriamente a fonte de
energia solar: a energia nuclear.
 Em seu interior o sol produz energia suficiente para
evitar seu colapso pela ação da gravidade. A potência
emitida pela Sol é chamada de luminosidade solar. Ela
vale 3.8 x 1026 Watts, o que equivale a potência de 6.3 x
1024 lâmpadas de 60 W; >> 50 milhões GW/s na Terra.
 Aqui da Terra, recebemos cerca de 1370 W/m2 de
energia do Sol.
A física do Sol: a geração de energia
A composição solar:
 A composição do Sol é reflexo de dois fatores: a
composição média do universo e a composição
específica da nuvem de gás que formou o Sol. Muitos
astrônomos acreditam que a nuvem onde o Sol e os
planetas se formaram era resto da morte de uma
estrela gigante;
 Mas como sabemos sobre a composição do
Sol?
 Como vimos, ela pode ser investigada por meio da
técnica da espectroscopia
A física do Sol: a geração de energia
A composição solar:
A física do Sol: a atividade solar
As manchas solares
 As manchas solares são as manifestações mais
notáveis do campo magnético do Sol;
 Elas se formam na fotosfera e são regiões mais
escuras, pois apresentam temperaturas menores que a
média da temperatura da fotosfera;
 Alguns historiadores em ciência afirmam que os
antigos astrônomos chineses já haviam registrado a
observação de manchas enegrecidas na superfície do Sol
a 1000 anos atrás, mas a caracterização delas começou
a ser detalhada a partir das observações de Galileu
Galilei em 1610.
A física do Sol: a atividade solar
As manchas solares
Registro de Galileu (1613) das manchas solares e aspecto observado de uma
macha pelo telescópio solar (NASA) em 2010.
A física do Sol: a atividade solar
As manchas solares
 Apesar de diminutas no disco solar, as manchas
geralmente, têm dimensões superiores à da Terra;
 É possível observá-las com pequenos telescópios,
utilizando o método de projeção do disco solar.
A física do Sol: a atividade solar
As manchas solares
 O aspecto mais importante das manchas solares é que
elas não são observadas com frequência constante no
disco solar, ou seja, o número de machas solares
observadas em um dado período (em períodos de
anos) varia;
 Percebeu-se com o tempo que este período de
variação não é aleatório e irregular, mas obedece a um
ciclo de aproximadamente 11 anos;
 Dentro destes 11 anos o número de manchas solares
passa por dois máximos ou dois mínimos de contagem.
A física do Sol: a atividade solar
As manchas solares
 Este ciclo de 11.2 anos ficou conhecido como o ciclo
de atividade solar;
A física do Sol: a atividade solar
As manchas solares
 O advento da astrofísica estelar no séc. XX permitiu
relacionar a observação das manchas solares com o
campo magnético global do Sol;
 Observações a partir da década de 1970 mostraram
que as estruturas intensas dos campos magnéticos
(flares, protuberâncias ou arcos coronais) tinham relação
direta ou indireta com a presença das machas, ou seja,
as manchas solares refletem diretamente o índice de
atividade magnética do Sol;
 A teoria mais aceita para explicar as manchas é aquela
que diz que elas são regiões onde as linhas de campo
magnético rompem a superfície solar.
A física do Sol: a atividade solar
As manchas solares
A física do Sol: a atividade solar
 O vento solar
 Na coroa solar emana continuamente um fluxo de
partículas (elétrons, prótons, átomos ionizados e campo
magnético) conhecido como vento solar;
 O vento solar possui altíssima velocidade desde a
coroa até para o meio interplanetário;
 Na vizinhança terrestre as velocidade do vento solar
varia de 300 – 800 km/s, mas ele é extremamente
rarefeito.
 Entre tantos, o vento solar produz dois efeitos
importantes: a perda de massa do Sol (1 milhão
toneladas/s) e as tempestades magnéticas nos planetas.
A física do Sol: a atividade solar
 O vento solar
A relação Terra-Sol
 Afora sua importância crucial para a manutenção de
toda vida na Terra devido a quantidade de radiação que o
Sol direciona para a Terra, há diversos fenômenos
importantes de interação Terra-Sol, direta ou
indiretamente;
 O ciclo de atividade solar tem relação direta com nosso
planeta, apesar de aparentemente, isto passar
despercebido em escalas curtas de tempo;
 Nas últimas décadas, por exemplo, têm-se aumentado
os estudos das reais influências do ciclo de atividade
solar com as variações climáticas na Terra.
A relação Terra-Sol
 A primeira grande evidência da interação Terra-Sol é a
observação de auroras polares (efeitos de ionização nos
átomos de oxigênio).
A relação Terra-Sol
 A interação do vento solar com o campo magnético da
Terra cria um cinturão de partículas elétricas em torno da
Terra: Cinturão de Van Allen.
A relação Terra-Sol
 A magnetosfera terrestre aprisiona as partículas do
vento solar e só permite que algumas delas cheguem à
atmosfera da Terra através dos polos:
 O campo magnético terrestre nos serve de eficiente
escudo contra as tempestades magnéticas do Sol.
...e por hoje é só pessoal.
Obrigado!
Aula VI:
Na próxima aula estudaremos os planetas
descobertos em outras estrelas.
Veremos como eles foram descobertos,
como investigá-los e como este novo ramo
da Astronomia têm mudado nossa visão
do Sistema Solar e de nossa própria Terra.
“O universo é tudo que já foi,
tudo que é, e tudo que será”
Carl Sagan (1934-1996), astrônomo
estadunidense
Aspectos físicos das estrelas: de quê
as estrelas são formadas?
Todos os elementos que conhecemos
estampados na tabela periódica:
estão