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A  F ORMAÇÃO   DO  S ISTEMA S OLAR Daniela  Lazzaro Observatório Nacional Rio de Janeiro 1 a  Escola de Astrof ísica e Gra...
Teorias de formação   <ul><li> 50 em 300 anos </li></ul><ul><li>Descartes  1644    “turbilhões” </li></ul><ul><li>Buffon...
O método científico Formulação do problema   1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
O método científico Formulação do problema Obtenção de dados observacionais   1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do ...
O método científico Formulação do problema Obtenção de dados observacionais Elaboração do modelo   1 a  Escola de Astrof í...
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<ul><ul><li>Como  criar  9  corpos ? </li></ul></ul><ul><li>quebrar algo grande  juntar algo pequeno </li></ul><ul><li>Com...
<ul><li>Dados: órbitas co-planares e circulares </li></ul>1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002 17.17 0.246 39.44 Plutão 1.78 0.009 30.06 Netuno 0.77 0.046 19.18 U...
<ul><li>Dados: direção do movimento e rotação </li></ul>1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
Dados: dimensões 1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação  do IST - 2002 6,4 0,002 Plutão 0,66 17,2 Netuno -0,6 14,5 Urano 0,43 95,2 Saturn...
1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002 0.0000001 Poeira cósmica 0.0000020 Asteróides 0.0000500 Satélites e...
Dados: composição química 1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação  do IST - 2002 2 Ni Níquel 34 Fe Ferro 2 Ca Cálcio 4 Ar...
Composição solar Direção de rotação Órbitas co-planares Datação radiativa: solidificação 4.55 x 10 6  anos  Vínculos Obser...
Composição solar    nebulosa Direção de rotação    nebulosa em rotação Órbitas co-planares Datação radiativa: solidifica...
Composição solar    nebulosa Direção de rotação    nebulosa em rotação Órbitas co-planares    disco Datação radiativa: ...
Colapso da nebulosa solar  Nebulosa contrae    aumenta rotação  (conservação momento angular) Material dos polos cai rapi...
<ul><li>Nebulosa massiva, disco ~ 1M Sol : </li></ul><ul><li>(Cameron) </li></ul><ul><li>Instabilidades gravitacionais </l...
<ul><li>Nebulosa massiva, disco ~ 1M Sol : </li></ul><ul><li>(Cameron) </li></ul><ul><li>Instabilidades gravitacionais </l...
Nebulosa de Orion 1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
Proplyds em Orion 1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
 -Pictoris 1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
Previsões do modelo Processo de formação estelar comum no universo Existem muitos outros sistemas planetários 1 a  Escola ...
Planetas  Extra-solares  <ul><li>Estatística: </li></ul><ul><li>~130 “planetas” detectados </li></ul><ul><li>2 sistemas pl...
Perturbação gravitacional R    = 696,000km R    J  = 778,000km R    T  = 449km 1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação...
1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
Observa P    determina V PL   Observa K = V    sin  i 1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
<ul><li>Msini= 0.25M J   </li></ul><ul><li>a = 0.041 U.A. </li></ul><ul><li>P = 3.024 d </li></ul><ul><li>e = 0   </li></u...
1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
nuvem M    > 0.08M  T ~ 10 7  K Fusão Nuclear H-He Estrela T ~10 6   0.05 < M  < 0.08 Lítio, Deutério Anã Marrom Defini...
<ul><li>Formação de  “Hot-Jupiters”  </li></ul><ul><li>quente demais     condensação ? </li></ul><ul><li>pouco material  ...
<ul><ul><li>Fragmentação da nuvem protoestelar </li></ul></ul><ul><ul><li>   massas > 7 M J   </li></ul></ul><ul><ul><li>...
Sistema Solar Sistema pulsar 1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
1 a  Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
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Sistema Solar: Medidas 1

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Sistema Solar - medidas

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Sistema Solar: Medidas 1

  1. 1. A F ORMAÇÃO DO S ISTEMA S OLAR Daniela Lazzaro Observatório Nacional Rio de Janeiro 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  2. 2. Teorias de formação <ul><li> 50 em 300 anos </li></ul><ul><li>Descartes 1644  “turbilhões” </li></ul><ul><li>Buffon 1755  colisão com cometa </li></ul><ul><li>Kant 1765  nebulosa “primordial” </li></ul><ul><li>Laplace 1796  anéis concêntricos </li></ul><ul><li>Jeans-Jeffreys 1916  colisão com estrela </li></ul><ul><li>Safronov 1969  planetesimais </li></ul><ul><li>Cameron 1969  instabilidades </li></ul>1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  3. 3. O método científico Formulação do problema 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  4. 4. O método científico Formulação do problema Obtenção de dados observacionais 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  5. 5. O método científico Formulação do problema Obtenção de dados observacionais Elaboração do modelo 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  6. 6. O método científico Formulação do problema Obtenção de dados observacionais Elaboração do modelo Comprovação do modelo novos dados previsões do modelo 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  7. 7. <ul><ul><li>Como criar 9 corpos ? </li></ul></ul><ul><ul><li> </li></ul></ul><ul><ul><li> </li></ul></ul>Formula ção do problema 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  8. 8. <ul><ul><li>Como criar 9 corpos ? </li></ul></ul><ul><li>quebrar algo grande juntar algo pequeno </li></ul><ul><ul><li> </li></ul></ul><ul><ul><li> </li></ul></ul>Formula ção do problema 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  9. 9. <ul><ul><li>Como criar 9 corpos ? </li></ul></ul><ul><li>quebrar algo grande juntar algo pequeno </li></ul><ul><li>Com que tipo de matéria ? </li></ul><ul><ul><li> </li></ul></ul><ul><ul><li> </li></ul></ul>Formula ção do problema 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  10. 10. <ul><ul><li>Como criar 9 corpos ? </li></ul></ul><ul><li>quebrar algo grande juntar algo pequeno </li></ul><ul><li>Com que tipo de matéria ? </li></ul><ul><ul><li> estelar fria </li></ul></ul><ul><ul><li> </li></ul></ul>Formula ção do problema 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  11. 11. <ul><ul><li>Como criar 9 corpos ? </li></ul></ul><ul><li>quebrar algo grande juntar algo pequeno </li></ul><ul><li>Com que tipo de matéria ? </li></ul><ul><ul><li> estelar fria </li></ul></ul><ul><ul><li>Em que momento ? </li></ul></ul><ul><ul><li> </li></ul></ul>Formula ção do problema 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  12. 12. <ul><ul><li>Como criar 9 corpos ? </li></ul></ul><ul><li>quebrar algo grande juntar algo pequeno </li></ul><ul><li>Com que tipo de matéria ? </li></ul><ul><ul><li> estelar fria </li></ul></ul><ul><ul><li>Em que momento ? </li></ul></ul><ul><ul><li> </li></ul></ul><ul><ul><li>congênitos capturados </li></ul></ul>Formula ção do problema 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  13. 13. <ul><li>Dados: órbitas co-planares e circulares </li></ul>1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  14. 14. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002 17.17 0.246 39.44 Plutão 1.78 0.009 30.06 Netuno 0.77 0.046 19.18 Urano 2.50 0.056 9.54 Saturno 1.32 0.048 5.20 Júpiter 1.85 0.093 1.52 Marte 0.0 0.017 1.00 Terra 3.4 0.007 0.72 Vénus 7.0 0.206 0.39 Mercúrio i ( o ) e a (UA)
  15. 15. <ul><li>Dados: direção do movimento e rotação </li></ul>1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  16. 16. Dados: dimensões 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  17. 17. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002 6,4 0,002 Plutão 0,66 17,2 Netuno -0,6 14,5 Urano 0,43 95,2 Saturno 0,41 317,9 Júpiter 1,03 0,11 Marte 1 1,00 Terra -244 0,82 Venus 55 0,06 Mercúrio 27 343.000 Sol Rotação (dias) Massa (M T = 5,98 x 10 24 kg)
  18. 18. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002 0.0000001 Poeira cósmica 0.0000020 Asteróides 0.0000500 Satélites e anéis 0.0400000 Outros planetas 0.0500000 Cometas 0.1000000 Júpiter 99.8000000 Sol % Massa Total
  19. 19. Dados: composição química 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002 2 Ni Níquel 34 Fe Ferro 2 Ca Cálcio 4 Ar Argônio 19 S Enxofre 38 Si Silício 3 Al Alumínio 40 Mg Magnésio 2 Na Sódio 98 Ne Neônio 690 O Oxigênio 87 N Nitrogênio 420 C Carbono 68.000 He Hélio 1.000.000 H Hidrogênio N o de átomos por milhão de átomos de H
  20. 20. Composição solar Direção de rotação Órbitas co-planares Datação radiativa: solidificação 4.55 x 10 6 anos Vínculos Observacionais 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  21. 21. Composição solar  nebulosa Direção de rotação  nebulosa em rotação Órbitas co-planares Datação radiativa: solidificação 4.55 x 10 6 anos Vínculos Observacionais 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  22. 22. Composição solar  nebulosa Direção de rotação  nebulosa em rotação Órbitas co-planares  disco Datação radiativa: solidificação 4.55 x 10 6 anos Vínculos Observacionais 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  23. 23. Colapso da nebulosa solar Nebulosa contrae  aumenta rotação (conservação momento angular) Material dos polos cai rapidamente no centro  formação de um disco No centro  corpo massivo e quente  materiais sólidos volatilizados Restante da nebulosa esfria  planetesimais No centro  processos nucleares  estrela No exterior  processos de accreção  planetas 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  24. 24. <ul><li>Nebulosa massiva, disco ~ 1M Sol : </li></ul><ul><li>(Cameron) </li></ul><ul><li>Instabilidades gravitacionais </li></ul><ul><li> Proto-planetas gigantes gasosos </li></ul><ul><li>Nebulosa mínima, disco ~10 -2 M Sol : </li></ul><ul><li>(Safronov) </li></ul><ul><li>Condensação + accreção </li></ul><ul><li> Planetesimais  Planetas </li></ul>1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  25. 25. <ul><li>Nebulosa massiva, disco ~ 1M Sol : </li></ul><ul><li>(Cameron) </li></ul><ul><li>Instabilidades gravitacionais </li></ul><ul><li> Proto-planetas gigantes gasosos </li></ul><ul><li>Nebulosa mínima, disco ~10 -2 M Sol : </li></ul><ul><li>(Safronov) </li></ul><ul><li>Condensação + accreção </li></ul><ul><li> Planetesimais  Planetas </li></ul>Modelo padrão 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  26. 26. Nebulosa de Orion 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  27. 27. Proplyds em Orion 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  28. 28. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  29. 29.  -Pictoris 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  30. 30. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  31. 31. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  32. 32. Previsões do modelo Processo de formação estelar comum no universo Existem muitos outros sistemas planetários 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  33. 33. Planetas Extra-solares <ul><li>Estatística: </li></ul><ul><li>~130 “planetas” detectados </li></ul><ul><li>2 sistemas planetários em torno de pulsar </li></ul><ul><li>3 discos proto-planetário s </li></ul><ul><li>Métodos de detecção: </li></ul><ul><li>Perturbações gravitacionais </li></ul><ul><ul><li>Velocidades radiais, variação de posição, variação na distância </li></ul></ul><ul><li>Imagem direta </li></ul><ul><li>Ocultações (transitos) </li></ul><ul><li>Lentes gravitacionais </li></ul>Primeiro descoberto 1995 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  34. 34. Perturbação gravitacional R  = 696,000km R  J = 778,000km R  T = 449km 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  35. 35. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  36. 36. Observa P  determina V PL Observa K = V  sin i 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  37. 37. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  38. 38. <ul><li>Msini= 0.25M J </li></ul><ul><li>a = 0.041 U.A. </li></ul><ul><li>P = 3.024 d </li></ul><ul><li>e = 0 </li></ul>1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  39. 39. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  40. 40. nuvem M  > 0.08M  T ~ 10 7 K Fusão Nuclear H-He Estrela T ~10 6 0.05 < M  < 0.08 Lítio, Deutério Anã Marrom Definição de Planeta : 1) órbita em torno de uma estrela 2) processo de formação  3) M PL < 0.05 M   13 M J 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  41. 41. <ul><li>Formação de “Hot-Jupiters” </li></ul><ul><li>quente demais  condensação ? </li></ul><ul><li>pouco material  núcleo ~10 M T ? </li></ul><ul><li>pouco material  tempo < 3 x 10 6 anos ? </li></ul><ul><li>pouco gás  gigante? </li></ul><ul><li>altas excentricidades  disco? </li></ul><ul><li> </li></ul><ul><li>Diferente do “modelo padrão” </li></ul>0.2 M J < M PL sin i < 11 M J 0.04 UA < a PL < 2.5 UA 0 < e PL < 0.7 ~70% a PL < 1 UA 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  42. 42. <ul><ul><li>Fragmentação da nuvem protoestelar </li></ul></ul><ul><ul><li> massas > 7 M J </li></ul></ul><ul><ul><li>Fragmentação do disco </li></ul></ul><ul><ul><li> aglutinação? </li></ul></ul><ul><ul><li>Migração planetária </li></ul></ul><ul><ul><li> interação com disco de gás </li></ul></ul><ul><ul><li> sobrevivência? </li></ul></ul>Modelos propostos 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  43. 43. Sistema Solar Sistema pulsar 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002
  44. 44. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

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