{"id":148614,"date":"2020-06-08T10:27:37","date_gmt":"2020-06-08T12:27:37","guid":{"rendered":"https:\/\/lab.fabricadelandings.com.br\/portalsaofrancisconovo\/?p=148614"},"modified":"2020-06-08T10:27:37","modified_gmt":"2020-06-08T12:27:37","slug":"ana-amarela","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/lab.fabricadelandings.com.br\/portalsaofrancisconovo\/ciencias-da-natureza\/astronomia\/ana-amarela","title":{"rendered":"An\u00e3 amarela"},"content":{"rendered":"

Defini\u00e7\u00e3o<\/strong><\/p>\n

“Estrela an\u00e3 amarela” \u00e9 o termo coloquial para uma estrela da sequ\u00eancia principal do tipo G. Nosso pr\u00f3prio Sol se enquadra nessa categoria.<\/p>\n

O tamanho das\u00a0estrelas an\u00e3s amarelas<\/strong>\u00a0varia de um pouco menor que o nosso Sol a um pouco maior.<\/p>\n

A parte “amarela” do nome \u00e9 um pouco enganadora, pois a cor dessas estrelas pode ser qualquer coisa, do branco ao amarelo. Suponho que seja para distingui-los das “an\u00e3s brancas”, que pertencem a uma classe totalmente diferente de estrela.<\/p>\n

O que \u00e9 uma an\u00e3 amarela?<\/strong><\/p>\n

Uma\u00a0an\u00e3 amarela<\/strong>\u00a0\u00e9 um tipo de estrela da sequ\u00eancia principal, mais apropriadamente chamada de estrela da sequ\u00eancia principal do tipo G. O sol da Terra \u00e9 um exemplo t\u00edpico desse tipo de estrela.<\/p>\n

Esse tipo de estrela tem uma massa entre 80% e 120% da massa do sol da Terra. Essas estrelas variam de cor, do branco ao amarelo claro.<\/p>\n

O sol \u00e9 realmente branco, mas parece amarelo da superf\u00edcie da Terra porque sua luz est\u00e1 espalhada na atmosfera.<\/p>\n

Embora sejam chamados de an\u00f5es, esse termo \u00e9 usado apenas em compara\u00e7\u00e3o com o tamanho colossal de estrelas gigantes.<\/p>\n

As\u00a0an\u00e3s amarelas<\/strong>\u00a0ainda s\u00e3o maiores que a grande maioria das estrelas da gal\u00e1xia, a maioria das quais s\u00e3o an\u00e3s menores, mais frias, laranja ou vermelhas.<\/p>\n

O Sol tem um volume de aproximadamente 1.412.000.000.000.000.000 de quil\u00f4metros c\u00fabicos e uma massa de aproximadamente 1.989.100.000.000.000.000.000.000.000.000.000 de quilogramas, tornando-o 1.300.000 vezes maior que a Terra e 332.900 vezes mais massivo.<\/p>\n

\u00c9 composto por cerca de 75% de hidrog\u00eanio.<\/p>\n

A maior parte do restante \u00e9 h\u00e9lio, al\u00e9m de alguns outros elementos, como oxig\u00eanio, carbono e ferro, em pequenas quantidades.<\/p>\n

Uma\u00a0an\u00e3 amarela<\/strong>\u00a0\u00e9 uma estrela da seq\u00fc\u00eancia principal, produzindo energia convertendo hidrog\u00eanio em h\u00e9lio atrav\u00e9s da fus\u00e3o nuclear em seu n\u00facleo.<\/p>\n

A press\u00e3o externa produzida por essa energia \u00e9 equilibrada pela for\u00e7a da pr\u00f3pria gravidade da estrela, criando um estado chamado equil\u00edbrio hidrost\u00e1tico que impede a estrela de entrar em colapso ou explodir.<\/p>\n

A cada segundo, o sol funde cerca de 600.000.000.000 kg de hidrog\u00eanio em h\u00e9lio e converte 4.000.000 kg de massa em energia.<\/p>\n

A maior parte dessa energia est\u00e1 na forma de calor que se transfere gradualmente para a superf\u00edcie da estrela, onde \u00e9 liberada como radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica, incluindo luz vis\u00edvel e energia cin\u00e9tica.<\/p>\n

Isso produz temperaturas entre 5.000 e 5727 grau Celsius na superf\u00edcie, subindo para 14999727 grau Celsius no n\u00facleo.<\/p>\n

Uma\u00a0an\u00e3 amarela<\/strong>\u00a0permanece na sequ\u00eancia principal por cerca de dez bilh\u00f5es de anos, lentamente se tornando mais brilhante \u00e0 medida que envelhece. \u00c0 medida que mais e mais hidrog\u00eanio no n\u00facleo da estrela \u00e9 convertido em h\u00e9lio, o n\u00facleo se contrai e fica mais quente at\u00e9 que sua produ\u00e7\u00e3o de energia supere a pr\u00f3pria gravidade da estrela. Neste momento, a estrela come\u00e7a a se expandir, deixando a sequ\u00eancia principal e se tornando um gigante vermelho que eventualmente evoluir\u00e1 para uma an\u00e3 branca. Estrelas an\u00e3s amarelas n\u00e3o s\u00e3o grandes o suficiente para se tornarem supernovas ou buracos negros.<\/p>\n

Atualmente, o sol est\u00e1 na metade da fase da seq\u00fc\u00eancia principal de sua vida.<\/p>\n

Estrelas an\u00e3s amarelas<\/strong>\u00a0s\u00e3o bastante comuns, constituindo cerca de 7,5% das estrelas da Via L\u00e1ctea. Uma an\u00e3 amarela pode ser solit\u00e1ria como o sol ou parte de um sistema estelar bin\u00e1rio ou m\u00faltiplo.<\/p>\n

As conhecidas an\u00e3s amarelas vis\u00edveis da Terra a olho nu incluem Alpha Centauri e Tau Ceti.<\/p>\n

An\u00e3 amarela – Sol<\/strong><\/p>\n

O Sol \u00e9 uma\u00a0estrela an\u00e3 amarela<\/strong>\u00a0(classe espectral G2 V) com uma massa de 1,9891 x 10 ^ 30 kg (cerca de 2 milh\u00f5es de bilh\u00f5es de bilh\u00f5es de toneladas) e um di\u00e2metro de 1 392 000 quil\u00f4metros e uma luminosidade de 3,83 x 10 ^ 26 watts.<\/p>\n

Essa alta luminosidade significa que o Sol emite cerca de 30 bilh\u00f5es de vezes mais energia que o total energia el\u00e9trica produzida por todos os geradores de energia da Terra! Assim, as estrelas s\u00e3o imensamente poderosas!<\/p>\n

Essa energia \u00e9 produzida por fus\u00e3o nuclear.<\/p>\n

A fus\u00e3o nuclear cria \u00e1tomos mais pesados a partir de outros mais leves \u00e0 fiss\u00e3o nuclear que divide os \u00e1tomos. As usinas nucleares da Terra usam fiss\u00e3o nuclear, porque embora fus\u00e3o nuclear \u00e9 muito mais eficiente (produz menos desperd\u00edcio e libera muito mais energia) a Terra n\u00e3o ainda desenvolveu a tecnologia de fus\u00e3o nuclear no grau necess\u00e1rio para a gera\u00e7\u00e3o \u00fatil de energia.<\/p>\n

Cerca de 70% da massa do Sol \u00e9 hidrog\u00eanio, 28% h\u00e9lio e 2% de elementos mais pesados (incluindo carbono, oxig\u00eanio, nitrog\u00eanio, metais e outros elementos). Isso n\u00e3o \u00e9 hidrog\u00eanio e h\u00e9lio no sentido normal, no entanto, porque o hidrog\u00eanio e o h\u00e9lio s\u00e3o ionizados (carregados eletricamente) para formar um plasma.<\/p>\n

A gera\u00e7\u00e3o de energia ocorre dentro do n\u00facleo do Sol, que consome combust\u00edvel (e perde massa) no taxa de 4 milh\u00f5es de toneladas por segundo. O n\u00facleo tem cerca de 400 000 quil\u00f4metros de di\u00e2metro e tem uma temperatura de cerca de 15 milh\u00f5es de Kelvin (cerca de 15 milh\u00f5es de graus Celsius). Embora contenha apenas cerca de 2% do volume solar<\/p>\n

O n\u00facleo cont\u00e9m cerca de 60% da massa do Sol e, portanto, \u00e9 muito denso. A densidade do sol aumenta em dire\u00e7\u00e3o ao n\u00facleo. Costuma-se dizer que o Sol \u00e9 uma bola de g\u00e1s quente, isso \u00e9 verdade, embora um plasma seja um melhor descri\u00e7\u00e3o do que um g\u00e1s, e a densidade no n\u00facleo \u00e9 t\u00e3o grande que \u00e9 um plasma ou g\u00e1s mais denso do que os s\u00f3lidos comuns.<\/p>\n

Sob essas condi\u00e7\u00f5es extremas de alta temperatura e press\u00e3o, a mat\u00e9ria se comporta em maneiras e termos desconhecidos como “g\u00e1s” perdem seu significado convencional.<\/p>\n

A superf\u00edcie vis\u00edvel do Sol \u00e9 chamada de fotosfera, pois \u00e9 aqui que a luz escapa do Sol. o fotosfera tem uma temperatura de 6000 a 4000 Kelvins, que \u00e9 muito quente, mas muito menos quente que a do Sol testemunho.<\/p>\n

Quais s\u00e3o alguns tipos diferentes de estrelas?<\/strong><\/p>\n

A maioria das estrelas se enquadra em uma classe de categoriza\u00e7\u00e3o chamada seq\u00fc\u00eancia principal, tamb\u00e9m conhecida como estrela an\u00e3. Em um gr\u00e1fico padr\u00e3o que representa a cor das estrelas em rela\u00e7\u00e3o \u00e0 magnitude, conhecida como diagrama de Hertzsprung-Russell, as estrelas principais da sequ\u00eancia formam uma curva coerente, ao contr\u00e1rio das outras categorias – an\u00e3s brancas, sub-gigantes, gigantes, gigantes brilhantes e super-gigantes.<\/p>\n

Embora geralmente n\u00e3o estejam inclu\u00eddos no gr\u00e1fico, os buracos negros, que s\u00e3o estrelas gravitacionalmente colapsadas, podem ser considerados pontos no gr\u00e1fico com luminosidade zero e uma assinatura espectral de -273,1 \u00b0C.<\/p>\n

A raz\u00e3o pela qual as estrelas principais da sequ\u00eancia caem em uma curva previs\u00edvel \u00e9 porque sua luminosidade e assinaturas espectrais s\u00e3o ditadas apenas por sua massa, que varia de 0,08 a cerca de 158 massas solares.<\/p>\n

As an\u00e3s brancas, estrelas que esgotaram seu combust\u00edvel nuclear, t\u00eam assinaturas espectrais semelhantes \u00e0s estrelas da sequ\u00eancia principal, mas com muito menos luminosidade.<\/p>\n

Isso ocorre porque eles n\u00e3o fundem elementos ou t\u00eam uma fonte cont\u00ednua de energia – sua luminosidade e calor s\u00e3o todos os que sobram.<\/p>\n

Ao longo de bilh\u00f5es de anos, espera-se que as\u00a0an\u00e3s brancas<\/strong>\u00a0esfriem e se tornem an\u00e3s negras, ou cascas estelares sem vida. No entanto, nenhuma an\u00e3 branca existe h\u00e1 tempo suficiente para que isso aconte\u00e7a ainda.<\/p>\n

As estrelas principais da sequ\u00eancia se enquadram em v\u00e1rias categorias:<\/strong>\u00a0as an\u00e3s marrons, com apenas cerca de 0,08 massas solares, s\u00e3o basicamente J\u00fapiteres superdimensionadas com rea\u00e7\u00f5es de fus\u00e3o fracas em seus n\u00facleos; as an\u00e3s vermelhas s\u00e3o um pouco mais quentes e mais en\u00e9rgicas, com maior massa; estes s\u00e3o seguidos por an\u00e3s amarelas, estrelas muito comuns das quais o nosso Sol \u00e9 um exemplo.<\/p>\n

Quando as estrelas queimam todo o seu combust\u00edvel nuclear na forma de hidrog\u00eanio, come\u00e7am a fundir h\u00e9lio.<\/p>\n

Como as estrelas antigas come\u00e7am a formar um n\u00facleo s\u00f3lido de material fundido, as poderosas for\u00e7as gravitacionais no per\u00edmetro do n\u00facleo comprimem as camadas de g\u00e1s acima, acelerando a fus\u00e3o e aumentando a luminosidade e o tamanho de uma estrela.<\/p>\n

Por essa rota de desenvolvimento, as estrelas an\u00e3s se tornam gigantes.<\/p>\n

Dependendo da massa, eles acabam colapsando em an\u00e3s brancas, estrelas de n\u00eautrons ou buracos negros.<\/p>\n

As estrelas mais massivas causam supernovas, que s\u00e3o enormes explos\u00f5es de energia que escapam quando a fus\u00e3o cessa no n\u00facleo estelar e as camadas de g\u00e1s se esfregam vigorosamente contra outra durante o colapso final.<\/p>\n

\"An\u00e3
\nAcredita-se que nossa gal\u00e1xia, a Via L\u00e1ctea, tenha at\u00e9 400 bilh\u00f5es de estrelas,
\ncerca de 7,5% das quais s\u00e3o an\u00e3s amarelas<\/strong><\/p>\n

\"An\u00e3
\nEstrelas massivas causam supernovas<\/strong><\/p>\n

\"An\u00e3
\nAs an\u00e3s amarelas s\u00e3o uma classe de estrela da Sequ\u00eancia Principal que inclui o Sol.
\nEssas estrelas s\u00e3o estrelas amarelas com classe espectral G<\/strong><\/p>\n

Fonte:<\/strong>\u00a0www.sabrizain.org\/cronodon.com\/www.vvsd.org\/imagine.gsfc.nasa.gov\/whitedwarf.org\/www.wisegeek.org\/www.guide-to-the-universe.com\/planetfacts.org\/nineplanets.org<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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