{"id":147179,"date":"2020-02-27T09:11:22","date_gmt":"2020-02-27T11:11:22","guid":{"rendered":"https:\/\/lab.fabricadelandings.com.br\/portalsaofrancisconovo\/?p=147179"},"modified":"2020-02-27T09:11:22","modified_gmt":"2020-02-27T11:11:22","slug":"evolucao-estelar","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/lab.fabricadelandings.com.br\/portalsaofrancisconovo\/ciencias-da-natureza\/astronomia\/evolucao-estelar","title":{"rendered":"Evolu\u00e7\u00e3o Estelar"},"content":{"rendered":"

A evolu\u00e7\u00e3o estelar<\/strong> \u00e9 uma descri\u00e7\u00e3o do modo como as estrelas mudam com o tempo.<\/p>\n

A evolu\u00e7\u00e3o estelar \u00e9 a s\u00e9rie de fases pelas quais uma estrela passa entre o nascimento e a morte.<\/p>\n

Nas escalas de tempo humanas, a maioria das estrelas parece n\u00e3o mudar, mas se procur\u00e1ssemos bilh\u00f5es de anos, ver\u00edamos como as estrelas nascem, como envelhecem e, finalmente, como morrem.<\/p>\n

O principal fator que determina como uma estrela evolui \u00e9 sua massa quando atinge a sequ\u00eancia principal.<\/p>\n

O que \u00e9 evolu\u00e7\u00e3o estelar?<\/strong><\/p>\n

A evolu\u00e7\u00e3o estelar descreve o processo pelo qual as estrelas se formam, queimam por um longo per\u00edodo de tempo e eventualmente morrem.<\/p>\n

Ao longo do caminho, a estrela luta com o consumo de gravidade e combust\u00edvel, na tentativa de manter o equil\u00edbrio.<\/p>\n

Grande parte da evolu\u00e7\u00e3o estelar \u00e9 teoria, uma vez que os humanos n\u00e3o existem h\u00e1 tempo suficiente para observar todo o ciclo de vida de uma \u00fanica estrela, mas gra\u00e7as ao amplo n\u00famero de estrelas em v\u00e1rios est\u00e1gios espalhados pelo universo, foi poss\u00edvel tornar educado e palpites inteligentes sobre como as estrelas evoluem ao longo do tempo, e o processo parece ser relativamente previs\u00edvel.<\/p>\n

O processo de evolu\u00e7\u00e3o estelar come\u00e7a com a forma\u00e7\u00e3o de uma estrela. As estrelas se formam no que s\u00e3o conhecidas como “nuvens moleculares gigantes”, massas em turbilh\u00e3o de gases e part\u00edculas.<\/p>\n

Com o tempo, essas nuvens sofrem colapso gravitacional, gerando protoestrelas, corpos celestes com potencial para se tornarem estrelas. O tipo de estrela em que um protostar evoluir\u00e1 depende de sua composi\u00e7\u00e3o qu\u00edmica.<\/p>\n

\u00c0 medida que a estrela se junta gradualmente, uma s\u00e9rie de rea\u00e7\u00f5es nucleares come\u00e7a a ocorrer, fazendo com que a estrela ganhe luminosidade.<\/p>\n

Eventualmente, uma estrela consumir\u00e1 seu combust\u00edvel, normalmente entrando em colapso e desencadeando outra rea\u00e7\u00e3o em cadeia de eventos que fazem com que a estrela queime extremamente quente e brilhante.<\/p>\n

Dependendo do tipo de estrela, ela pode se transformar em uma an\u00e3 branca, uma estrela de n\u00eautrons ou um buraco negro quando morre, muitas vezes precedendo esse evento com uma supernova fant\u00e1stica, causada por uma rea\u00e7\u00e3o em cadeia descontrolada.<\/p>\n

A evolu\u00e7\u00e3o estelar<\/strong> est\u00e1 ocorrendo constantemente em todo o universo, \u00e0 medida que as estrelas v\u00e3o e v\u00eam.<\/p>\n

Cada est\u00e1gio da vida de uma estrela pode ser plotado em um gr\u00e1fico como o Diagrama de Hertzsprung-Russel. O gr\u00e1fico compara a cor, tamanho, luminosidade e temperatura da estrela.<\/p>\n

As estrelas de uma determinada classe tendem a se agrupar nesses diagramas, demonstrando rela\u00e7\u00f5es claras entre tipos espec\u00edficos de estrelas que podem ser usadas para aprender mais sobre as estrelas em geral.<\/p>\n

Usando esse gr\u00e1fico, os cientistas podem fazer observa\u00e7\u00f5es sobre v\u00e1rias estrelas e convert\u00ea-las em dist\u00e2ncia da Terra e outros dados \u00fateis sobre a evolu\u00e7\u00e3o estelar.<\/p>\n

Muitas estrelas se enquadram em uma classifica\u00e7\u00e3o conhecida como sequ\u00eancia principal, referindo-se a um aglomerado de estrelas que pode ser visto em muitos gr\u00e1ficos usados para tra\u00e7ar estrelas por caracter\u00edstica.<\/p>\n

O Sol \u00e9 um exemplo de uma estrela de sequ\u00eancia principal e permanecer\u00e1 est\u00e1vel por pelo menos cinco bilh\u00f5es a mais anos, de acordo com a maioria das estimativas. No final do per\u00edodo de sequ\u00eancia principal, o sol se converter\u00e1 em um gigante vermelho, expandindo-se consideravelmente \u00e0 medida que consome seu combust\u00edvel e engolindo v\u00e1rios planetas, incluindo a Terra, ao longo do caminho.<\/p>\n

Estado estacion\u00e1rio de uma estrela – defini\u00e7\u00e3o<\/strong><\/p>\n

Uma estrela pode permanecer no estado estacion\u00e1rio por v\u00e1rios bilh\u00f5es de anos, dependendo de sua massa.<\/p>\n

Nas estrelas de baixa massa, a fus\u00e3o do hidrog\u00eanio ocorre em uma taxa mais lenta e as estrelas s\u00e3o mais escuras e vivem mais tempo.<\/p>\n

E em estrelas massivas, a fus\u00e3o ocorre a uma velocidade furiosa, essas estrelas s\u00e3o brilhantes e t\u00eam uma vida relativamente curta.<\/p>\n

Sol est\u00e1 neste est\u00e1gio h\u00e1 cerca de cinco bilh\u00f5es de anos.<\/p>\n

O que \u00e9 uma estrela supergigante?<\/strong><\/p>\n

Supergigantes s\u00e3o estrelas com entre 10 e 70 massas solares.<\/p>\n

Elas est\u00e3o entre as estrelas mais massivas conhecidas, localizadas na parte superior do diagrama de Hertzsprung-Russell, que mapeia a luminosidade das estrelas em rela\u00e7\u00e3o ao tipo espectral.<\/p>\n

Como a maioria dos outros tipos de estrelas, os supergigantes s\u00e3o de todas as cores: supergigantes vermelhos, azuis, amarelos, etc.<\/p>\n

Elas vivem r\u00e1pido (10 a 50 milh\u00f5es de anos) e morrem com for\u00e7a (formando um buraco negro ou uma estrela de n\u00eautrons ap\u00f3s uma supernova).<\/p>\n

Estrelas ainda mais massivas que super-gigantes, na faixa de 70 a 120 massas solares, s\u00e3o chamadas de hiper-gigantes.<\/p>\n

Estrelas muito mais massivas do que 120 massas solares n\u00e3o podem existir porque elas se explodem com rea\u00e7\u00f5es nucleares antes que possam se formar completamente. Quanto mais maci\u00e7a \u00e9 uma estrela, mais intenso \u00e9 o seu vento solar e mais perde a sua massa.<\/p>\n

As estrelas supergigantes Wolf-Rayet, de vida curta e muito massivas, s\u00e3o os g\u00eaiseres c\u00f3smicos mais intensos conhecidos, ejetando de 10 a 3% de sua massa para o meio interestelar a cada ano a velocidades de at\u00e9 2000 km\/s.<\/p>\n

Por durarem apenas 10 a 50 milh\u00f5es de anos, os super-gigantes tendem a ser encontrados em estruturas c\u00f3smicas relativamente jovens, como aglomerados abertos, bra\u00e7os de gal\u00e1xias espirais e gal\u00e1xias irregulares.<\/p>\n

Eles raramente s\u00e3o encontrados em gal\u00e1xias el\u00edpticas que cont\u00eam principalmente estrelas antigas. Espera-se que nosso Sol, muito menos massivo que um supergigante, tenha uma vida \u00fatil total de cerca de 9 bilh\u00f5es de anos antes de se transformar em um gigante vermelho, que \u00e9 menos massivo que um supergigante, mas ainda com um di\u00e2metro muito grande.<\/p>\n

Os supergigantes tendem a ter raios cerca de 30 a 500 vezes maiores que o Sol, mas \u00e0s vezes t\u00e3o grandes quanto 1000 vezes maiores e superiores, como no caso de VY Canis Majoris e VV Cephei.<\/p>\n

Ao todo, as estrelas gigantes s\u00e3o separadas nas categorias de gigante, supergigante e hipergigante. Cada um tem caminhos distintos de evolu\u00e7\u00e3o estelar. Quanto mais maci\u00e7a \u00e9 uma estrela, mais curta ela vive e mais prov\u00e1vel \u00e9 que ela acabe entrando em um buraco negro.<\/p>\n

Forma\u00e7\u00e3o e evolu\u00e7\u00e3o de estrelas<\/strong><\/p>\n

Ao longo da Gal\u00e1xia da Via L\u00e1ctea (e at\u00e9 perto do pr\u00f3prio Sol), os astr\u00f4nomos descobriram estrelas que est\u00e3o bem evolu\u00eddas ou at\u00e9 se aproximando da extin\u00e7\u00e3o, ou ambas, bem como estrelas ocasionais que devem ser muito jovens ou ainda em processo de forma\u00e7\u00e3o. Os efeitos evolutivos nessas estrelas n\u00e3o s\u00e3o desprez\u00edveis, mesmo para estrelas de meia idade como o Sol.<\/p>\n

Estrelas mais massivas devem exibir efeitos mais espetaculares, porque a taxa de convers\u00e3o de massa em energia \u00e9 maior.<\/p>\n

Enquanto o Sol produz energia a uma taxa de cerca de dois ergs por grama por segundo, uma estrela de seq\u00fc\u00eancia principal mais luminosa pode liberar energia a uma taxa cerca de 1.000 vezes maior. Consequentemente, efeitos que exigem que bilh\u00f5es de anos sejam facilmente reconhecidos no Sol podem ocorrer dentro de alguns milh\u00f5es de anos em estrelas altamente luminosas e massivas.<\/p>\n

Uma estrela supergigante como Antares, uma estrela brilhante da sequ\u00eancia principal como Rigel, ou mesmo uma estrela mais modesta como Sirius n\u00e3o podem suportar enquanto o Sol suportar.<\/p>\n

Essas estrelas devem ter sido formadas relativamente recentemente.<\/p>\n

Evolu\u00e7\u00e3o estelar – O nascimento, a vida e a morte de uma estrela<\/strong><\/p>\n

A Via L\u00e1ctea cont\u00e9m centenas de bilh\u00f5es de estrelas de todas as idades, tamanhos e massas.<\/p>\n

Uma estrela t\u00edpica, como o Sol, irradia pequenas quantidades de raios-X continuamente e rajadas maiores de raios-X durante uma erup\u00e7\u00e3o solar.<\/p>\n

O Sol e outras estrelas brilham como resultado de rea\u00e7\u00f5es nucleares profundas em seus interiores. Essas rea\u00e7\u00f5es transformam elementos leves em pesados e liberam energia no processo.<\/p>\n

O fluxo de energia das regi\u00f5es centrais da estrela fornece a press\u00e3o necess\u00e1ria para impedir que a estrela entre em colapso com seu pr\u00f3prio peso.<\/p>\n

Uma estrela entra em colapso quando o combust\u00edvel acaba e o fluxo de energia do n\u00facleo da estrela para. As rea\u00e7\u00f5es nucleares fora do n\u00facleo fazem com que a estrela moribunda se expanda na fase “gigante vermelha” antes de iniciar seu inevit\u00e1vel colapso.<\/p>\n

Se a estrela tiver aproximadamente a mesma massa que o Sol, ela se tornar\u00e1 uma estrela an\u00e3 branca. Se for um pouco mais massivo, pode sofrer uma explos\u00e3o de supernova e deixar para tr\u00e1s uma estrela de n\u00eautrons.<\/p>\n

Mas se o n\u00facleo em colapso da estrela for muito grande – pelo menos tr\u00eas vezes a massa do Sol – nada poder\u00e1 parar o colapso. A estrela implode para formar uma distor\u00e7\u00e3o gravitacional infinita no espa\u00e7o – um buraco negro.<\/p>\n

As fontes mais brilhantes de raios-X em nossa gal\u00e1xia s\u00e3o os restos de estrelas massivas que sofreram um colapso catastr\u00f3fico – estrelas de n\u00eautrons e buracos negros.<\/p>\n

Outras fontes poderosas de raios-X s\u00e3o bolhas gigantes de g\u00e1s quente produzidas por estrelas em explos\u00e3o. Estrelas an\u00e3s brancas e as camadas externas quentes e rarificadas, ou coronas, de estrelas normais s\u00e3o fontes de raios X menos intensas.<\/p>\n

As estrelas s\u00e3o formadas em nuvens gigantes de poeira e g\u00e1s, e progridem em sua vida normal como bolas de g\u00e1s aquecidas por rea\u00e7\u00f5es termonucleares em seus n\u00facleos. Dependendo de sua massa, eles alcan\u00e7am o fim de sua evolu\u00e7\u00e3o como uma an\u00e3 branca, estrela de n\u00eautrons ou buraco negro.<\/p>\n

O ciclo recome\u00e7a quando uma superestrutura em expans\u00e3o de uma ou mais supernovas desencadeia a forma\u00e7\u00e3o de uma nova gera\u00e7\u00e3o de estrelas.<\/p>\n

As an\u00e3s marrons t\u00eam uma massa de apenas alguns por cento da do Sol e n\u00e3o podem sustentar rea\u00e7\u00f5es nucleares, portanto nunca evoluem.<\/p>\n

\"\"No final da evolu\u00e7\u00e3o estelar, algumas estrelas podem se tornar buracos negros\u00a0<\/strong><\/p>\n

\"\"Estrelas supergigantes s\u00e3o frequentemente encontradas nos bra\u00e7os de gal\u00e1xias espirais<\/strong><\/p>\n

Fonte:<\/strong> astronomy.swin.edu.au\/www.aavso.org\/www.scholastic.com\/www.dictionary.com\/www.wisegeek.org\/www.physics.rutgers.edu\/www.nasa.gov\/umich.edu<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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