{"id":56186,"date":"2016-06-23T14:40:16","date_gmt":"2016-06-23T14:40:16","guid":{"rendered":"http:\/\/cms.portalsaofrancisco.com.br\/?p=56186"},"modified":"2018-12-04T08:54:23","modified_gmt":"2018-12-04T10:54:23","slug":"estrelas","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/lab.fabricadelandings.com.br\/portalsaofrancisconovo\/ciencias-da-natureza\/astronomia\/estrelas","title":{"rendered":"Estrelas"},"content":{"rendered":"

Estrelas – O que \u00e9<\/strong><\/p>\n

Uma estrela<\/strong> \u00e9 uma bola luminosa de g\u00e1s, principalmente hidrog\u00eanio e h\u00e9lio, mantidas juntas por sua pr\u00f3pria gravidade.<\/p>\n

Cada estrela no c\u00e9u \u00e9 uma enorme bola brilhante de g\u00e1s. Nosso Sol \u00e9 uma estrela de tamanho m\u00e9dio.<\/p>\n

As estrelas<\/strong> s\u00e3o astros com luz pr\u00f3pria. Executam rea\u00e7\u00f5es nucleares de onde prov\u00e9m a luz que observamos<\/p>\n

A estrela mais pr\u00f3xima da Terra \u00e9 o Sol.<\/p>\n

Muitas outras estrelas s\u00e3o vis\u00edveis a olho nu da Terra durante a noite, aparecendo como uma infinidade de pontos luminosos fixos no c\u00e9u, devido \u00e0 sua imensa dist\u00e2ncia da Terra<\/p>\n

Por pelo menos uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido \u00e0 fus\u00e3o termonuclear do hidrog\u00eanio em h\u00e9lio no seu n\u00facleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e, em seguida, irradia para o espa\u00e7o exterior.<\/p>\n

Quase todos os elementos que ocorrem naturalmente mais pesados do que o h\u00e9lio s\u00e3o criados por nucleoss\u00edntese estelar durante a vida da estrela, e para algumas estrelas, pela nucleoss\u00edntese supernova quando explode. Perto do fim da sua vida, uma estrela tamb\u00e9m podem conter mat\u00e9ria degenerada.<\/p>\n

\"Estrelas\"
\nEstrelas<\/strong><\/p>\n

Os astr\u00f4nomos podem determinar a massa, idade, metalicidade (composi\u00e7\u00e3o qu\u00edmica), e muitas outras propriedades de uma estrela, observando o seu movimento atrav\u00e9s do espa\u00e7o, sua luminosidade, e espectro respectivamente.<\/p>\n

A massa total de uma estrela \u00e9 o principal fator que determina a sua evolu\u00e7\u00e3o e destino eventual.<\/p>\n

Outras caracter\u00edsticas de uma estrela, incluindo di\u00e2metro e temperatura, mudan\u00e7a durante a sua vida, enquanto que o ambiente da estrela afeta a sua rota\u00e7\u00e3o e movimento.<\/p>\n

A vida de uma estrela come\u00e7a com o colapso gravitacional de uma nebulosa gasosa de material composto principalmente por hidrog\u00e9nio, juntamente com h\u00e9lio e tra\u00e7os de elementos mais pesados. Quando o n\u00facleo estelar \u00e9 suficientemente densa, o hidrog\u00e9nio torna-se progressivamente convertido em h\u00e9lio atrav\u00e9s da fus\u00e3o nuclear, liberta\u00e7\u00e3o de energia no processo. O restante do interior da estrela carrega a energia longe do n\u00facleo atrav\u00e9s de uma combina\u00e7\u00e3o de processos de transfer\u00eancia de calor por radia\u00e7\u00e3o e convec\u00e7\u00e3o. press\u00e3o interna da estrela impede que ele entre em colapso ainda mais sob sua pr\u00f3pria gravidade. Quando o combust\u00edvel de hidrog\u00eanio no n\u00facleo se esgota, uma estrela de massa 0,4 vezes maior que a do Sol vai expandir-se para se tornar um gigante vermelho. Em alguns casos, ele ir\u00e1 fundir elementos mais pesados no n\u00facleo ou em conchas em torno do n\u00facleo.<\/p>\n

Enquanto a estrela se expande ele lan\u00e7a uma parte de sua massa, enriquecida com os elementos mais pesados, no ambiente interestelar, para ser reciclado mais tarde como novas estrelas.<\/p>\n

Enquanto isso, o n\u00facleo se torna um remanescente estelar:<\/strong> uma an\u00e3 branca, uma estrela de n\u00eautrons, ou se ele \u00e9 suficientemente grande um buraco negro.<\/p>\n

As estrelas<\/strong> podem formar parte de uma estrutura gravitacionalmente ligadas muito maior, como um conjunto de estrela ou uma gal\u00e1xia.<\/p>\n

Estrelas – Sol<\/strong><\/h4>\n

\"Estrelas\"
\nEstrelas<\/strong><\/p>\n

Estrelas<\/strong> s\u00e3o os objetos mais amplamente reconhecido astron\u00f4micos, e representam os blocos de constru\u00e7\u00e3o mais fundamentais de gal\u00e1xias.<\/p>\n

A idade, distribui\u00e7\u00e3o e composi\u00e7\u00e3o das estrelas em uma gal\u00e1xia tra\u00e7ar a hist\u00f3ria, din\u00e2mica e evolu\u00e7\u00e3o dessa gal\u00e1xia.<\/p>\n

Al\u00e9m disso, estrelas<\/strong> s\u00e3o respons\u00e1veis pela fabrica\u00e7\u00e3o e distribui\u00e7\u00e3o de elementos pesados, como carbono, nitrog\u00eanio e oxig\u00eanio, e as suas caracter\u00edsticas est\u00e3o intimamente ligadas \u00e0s caracter\u00edsticas dos sistemas planet\u00e1rios que podem se aglutinam sobre eles.<\/p>\n

Consequentemente, o estudo do nascimento, vida e morte das estrelas<\/strong> \u00e9 fundamental para o campo da astronomia.<\/p>\n

As estrelas<\/strong> s\u00e3o enormes corpos celestes – entidades gasosas com uma variedade de massas, tamanhos e temperaturas.<\/p>\n

Estima-se que existam 100 bilh\u00f5es de estrelas no Universo! H\u00e1 milhares de anos, o homem tem identificado e colocado nomes em constela\u00e7\u00f5es estelares.<\/p>\n

O Sol \u00e9 o astro mais pr\u00f3ximo da Terra, o \u00fanico vis\u00edvel durante o dia e parece um grande e redondo disco no c\u00e9u. As outras estrelas est\u00e3o t\u00e3o longe de n\u00f3s que s\u00f3 cintilam no c\u00e9u \u00e0 noite.<\/p>\n

Esse brilho \u00e9 causado pela dist\u00e2ncia que est\u00e3o de n\u00f3s e pelo efeito da atmosfera no nosso planeta.<\/p>\n

O Sol<\/strong><\/p>\n

\"Estrelas\"
\nSol<\/strong><\/p>\n

O Sol \u00e9 o maior objeto do Sistema Solar e \u00e9 mais de 1 milh\u00e3o de vezes maior do que a Terra.<\/p>\n

\u00c9 um astro comum, um entre tantos na gal\u00e1xia. Ele \u00e9 formado por 70% de hidrog\u00eanio, 28% de h\u00e9lio e 2% de metais. A fus\u00e3o nuclear \u00e9 a respons\u00e1vel pela produ\u00e7\u00e3o de energia que o faz brilhar com tanta intensidade.<\/p>\n

A temperatura da sua superf\u00edcie \u00e9 de 5.500 \u00b0C, e a do seu n\u00facleo, de 14.000.000 \u00b0C!<\/p>\n

O Sol est\u00e1 na metade do seu ciclo de vida. Mas n\u00e3o precisamos nos preocupar, pois ele ainda vai continuar a brilhar por mais 5.000 milh\u00f5es de anos.<\/p>\n

Estrelas – Corpos Celestes<\/h4>\n

\"Estrelas\"
\nEstrelas<\/strong><\/p>\n

Estrelas <\/strong>s\u00e3o corpos celestes de forma esf\u00e9rica que irradiam luz.<\/p>\n

Possuem massa na faixa de 0,1 a 100 vezes a massa do Sol e pertencem a sistemas maiores denominados gal\u00e1xias.<\/p>\n

O Universo cont\u00e9m aproximadamente 100 bilh\u00f5es de gal\u00e1xias e estas, bilh\u00f5es ou trilh\u00f5es de estrelas, embora s\u00f3 uma pequena parte seja vis\u00edvel a olho nu.<\/p>\n

As estrelas podem ser solit\u00e1rias, como \u00e9 o caso do Sol, mas muitas existem em pares ou em aglomerados.<\/p>\n

Nascimento e morte<\/strong><\/p>\n

As estrelas<\/strong> nascem de gigantescas nuvens de g\u00e1s e poeira comprimidas pela pr\u00f3pria gravidade at\u00e9 atingir press\u00e3o e temperatura altas o suficiente para desencadear rea\u00e7\u00f5es nucleares em seu interior.<\/p>\n

A primeira rea\u00e7\u00e3o \u00e9 a queima de hidrog\u00eanio:<\/strong> quatro n\u00facleos de hidrog\u00eanio s\u00e3o convertidos em um n\u00facleo de h\u00e9lio.<\/p>\n

A estrela permanece a maior parte de sua vida nesse est\u00e1gio, durante o qual ela \u00e9 chamada de estrela an\u00e3 ou estrela de sequ\u00eancia principal. Sua luminosidade e temperatura aumentam de acordo com a massa.<\/p>\n

No est\u00e1gio posterior, ela \u00e9 denominada estrela gigante ou supergigante.<\/p>\n

Nessa fase, j\u00e1 converteu todo o hidrog\u00eanio de seu centro em h\u00e9lio, que passa a ser queimado:<\/strong> tr\u00eas n\u00facleos de h\u00e9lio s\u00e3o convertidos em carbono. O tamanho aumenta, mas sua massa se mant\u00e9m inalterada.<\/p>\n

As estrelas<\/strong> gigantes ou supergigantes morrem quando seu combust\u00edvel nuclear se esgota. As com massa menor do que dez massas solares ao morrer expelem sua parte exterior, formando uma concha chamada “nebulosa planet\u00e1ria”. O resto dessas estrelas se transforma em uma an\u00e3 branca, com densidade de at\u00e9 algumas toneladas por cent\u00edmetro c\u00fabico. As estrelas maiores do que dez massas solares terminam a vida em uma imensa explos\u00e3o chamada de supernova.<\/p>\n

Durante essa explos\u00e3o \u00e9 formada a maior parte dos elementos qu\u00edmicos que ir\u00e3o constituir as novas estrelas. O resto da supernova pode ser uma estrela de n\u00eautrons ou um buraco negro.<\/p>\n

Nascimento e morte das estrelas<\/h4>\n

\"Estrelas\"
\nEstrelas<\/strong><\/p>\n

Aspectos da evolu\u00e7\u00e3o estelar<\/strong><\/p>\n

\u00c9 interessante saber como uma estrela nasce, cresce e morre, ou seja, quais os processos f\u00edsicos importantes que determinam sua linha evolutiva. Tudo come\u00e7a com o “Big Bang” – instante zero do tempo. Ap\u00f3s a grande explos\u00e3o, teoria mais aceita atualmente para a origem do Universo, formaram-se nuvens de g\u00e1s difuso, rarefeito, constitu\u00eddo principalmente de hidrog\u00eanio, com pequena porcentagem de elementos mais pesados, como h\u00e9lio, carbono, nitrog\u00eanio e o oxig\u00eanio. Estas nuvens de g\u00e1s s\u00e3o chamadas de Proto-estrelas.<\/p>\n

Pr\u00e9-sequ\u00eancia principal<\/strong><\/p>\n

Pouco se sabe sobre o mecanismo pela qual por\u00e7\u00f5es de imensa massa gasosa inicial, que formam as gal\u00e1xias, tenham chegado a se isolar e, geralmente colapsar sobre si mesmo, vindo a formar as estrelas. Admite-se como configura\u00e7\u00e3o inicial, um g\u00e1s rarefeito composto predominante de hidrog\u00eanio, podendo eventualmente apresentar pequenas porcentagens de elementos mais pesados. A n\u00e3o homogeneidade na distribui\u00e7\u00e3o da mat\u00e9ria d\u00e1 origem \u00e0 instabilidade gravitacional, que provoca a condensa\u00e7\u00e3o (auto-contra\u00e7\u00e3o) do g\u00e1s, que passa a apresentar movimentos convectivos. A energia gravitacional gerada \u00e9 ent\u00e3o quase totalmente utilizada pelos movimentos, mesmo quando eles se restringem \u00e0s suas camadas mais externas.<\/p>\n

A estrela esquenta e come\u00e7a a irradiar, \u00e0s custas da energia gravitacional liberada. Quando a temperatura \u00e9 suficientemente alta para ionizar o hidrog\u00eanio (13 eV), os el\u00e9trons livres passam a exercer uma press\u00e3o que vai se opor \u00e0 contra\u00e7\u00e3o.<\/p>\n

Esse est\u00e1gio \u00e9 caracterizado por dois aspectos importantes:<\/strong><\/p>\n

a) <\/strong>a gravita\u00e7\u00e3o \u00e9 a \u00fanica fonte de gera\u00e7\u00e3o de energia;
\nb)<\/strong> a temperatura ainda \u00e9 insuficiente para provocar o in\u00edcio das rea\u00e7\u00f5es termonucleares.<\/p><\/blockquote>\n

A fase de pr\u00e9-sequ\u00eancia principal tem dura\u00e7\u00e3o relativamente curta, cerca de 10 elevado a 7 anos para estrelas com massa da ordem do Sol. Ao final desta etapa, a densidade chega a 1 g\/cm3 e a temperatura pr\u00f3ximo de 10 elevado a 7, come\u00e7ando a fus\u00e3o do hidrog\u00eanio.<\/p>\n

Queima do hidrog\u00eanio:<\/strong> sequ\u00eancia principal<\/p>\n

Quando o caro\u00e7o substancialmente radioativo \u00e9 formado, ao mesmo tempo que os movimentos convectivos se limitam as camadas mais externas, a maior parte da estrutura continua a se contrair atrav\u00e9s de estados sucessivos de equil\u00edbrio quase est\u00e1tico. O teorema de virial assegura que, nesse est\u00e1gio, pelo menos metade da energia gravitacional \u00e9 armazenada sob forma de energia t\u00e9rmica. A temperatura pode ent\u00e3o chegar a valores que possibilitam a ocorr\u00eancia de rea\u00e7\u00f5es nucleares com o hidrog\u00eanio.<\/p>\n

Quando essa queima passa a se tornar uma efeciente fonte de energia, estabelece-se um estado estacion\u00e1rio para os processos de produ\u00e7\u00e3o e perda por irradi\u00e7\u00e3o.<\/p>\n

Praticamente cessam as contra\u00e7\u00f5es, e o tamanho, a luminosidade e a temperatura variam lentamente por um longo per\u00edodo de tempo da evolu\u00e7\u00e3o estelar (entre 10 elevado a 9 e 10 elevado 5 anos, dependendo de sua massa). Essa \u00e9 a fase mais longa da vida da estrela, e ao seu final ela apresenta um caro\u00e7o (com o hidrog\u00eanio j\u00e1 completamente consumido), que come\u00e7a a se contrair, ainda queimando hidrog\u00eanio.<\/p>\n

O sol tem um tempo de vida para essa etapa de cerca de 10 bilh\u00f5es de anos, dos quais j\u00e1 se passaram aproximadamente 5 bilh\u00f5es. Estrelas maiores queimam mais rapidamente e t\u00eam sequ\u00eancia principal t\u00e3o pequena como 1 milh\u00e3o de anos.<\/p>\n

Queima de h\u00e9lio: <\/strong>Gigante Vermelha<\/p>\n

Esgotada a reserva de hidrog\u00eanio no interior surge, em seguida, a possibilidade de rea\u00e7\u00f5es com o h\u00e9lio formado. Entretanto, estas rea\u00e7\u00f5es no in\u00edcio n\u00e3o s\u00e3o suficientementes efetivas para promover novos est\u00e1gios evolutivos.<\/p>\n

Em consequ\u00eancia, a estrela aguarda na fase da sequ\u00eancia principal que contra\u00e7\u00f5es gravitacionais aumentem novamente a densidade de h\u00e9lio, possibilitando a sua queima.<\/p>\n

A energia \u00e9 ent\u00e3o gerada pela queima do h\u00e9lio, o que provoca a expans\u00e3o das camadas externas constitu\u00eddas do resto de hidrog\u00eanio que ainda existe. Acabado o h\u00e9lio do caro\u00e7o, este se contrai. Devido ao aquecimento cental causado pelas ondas de choque de rarefa\u00e7\u00e3o que se formam, o envolt\u00f3rio se expande. A estrela passa \u00e0 fase de subgigante, Gigante, Gigante Vermelha ou Supergigante, dependendo de sua massa. Quando isso acontecer ao Sol, ele ir\u00e1 crescer numa vasta esfera e eventulmente englobar os planetas Merc\u00fario, V\u00eanus, e possivelmente Terra e Marte.<\/p>\n

An\u00e3 Branca, estrela de neutrons e buraco negro<\/strong><\/p>\n

Em seguida a queima do h\u00e9lio, a regi\u00e3o central da estrela apresenta condi\u00e7\u00f5es que permitem a queima de elementos mais pesados (carbono, oxig\u00eanio, etc…), que agora s\u00e3o os mais abundantes. Estrelas com massas pequenas (M < 1.2 M do Sol) tem sequ\u00eancias evolutivas que n\u00e3o alcan\u00e7am situa\u00e7\u00f5es catastr\u00f3ficas. O principal papel na evolu\u00e7\u00e3o da estrela neste est\u00e1gio \u00e9 exercido pela degeneresc\u00eancia do g\u00e1s de el\u00e9trons e pelo aparecimento da mat\u00e9ria fria, como resultado do esfriamento da estrela por perda da energia atrav\u00e9s da radia\u00e7\u00e3o. Com a aus\u00eancia de fontes nucleares de energia, a estrela se contrai, e essa contra\u00e7\u00e3o continua at\u00e9 que os el\u00e9tros se tornem degenerados, primeiro na regi\u00e3o central, depois na externa, contribuindo com um gradinte de press\u00e3o que freia o colapso e reastebelece o equil\u00edbrio hidrost\u00e1tico. Esta \u00faltima fase da vida da estrela \u00e9 conhecida como est\u00e1gio An\u00e3 Branca e deve ser o futuro do Sol.<\/p>\n

A An\u00e3 Branca leva cerca de 10 elevado a 9 anos para se esfriar, quando ent\u00e3o perde o brilho e se torna cinza-preta, sendo, efetivamente um processo de morte lenta. Estrelas bastante massivas (~ 4-8 M solares) chegam durante suas fases mais avan\u00e7adas de evolu\u00e7\u00e3o a formar um caro\u00e7o central bastante enriquecido pelos produtos pesados dos v\u00e1rios processos nucleares, at\u00e9 ent\u00e3o ocorridos. A regi\u00e3o central n\u00e3o suporta a press\u00e3o gravitacional (Condi\u00e7\u00e3o de Chandrasekhar) e um r\u00e1pido colapso acontece e tem lugar a explos\u00e3o da estrutura.<\/p>\n

Esta violenta explos\u00e3o gera uma supernova, desintegrando-se pura e simplesmente, ou ejetando grande parte do envolt\u00f3rio e deixando como remanescente um caro\u00e7o denso. Esse caro\u00e7o sofre reimplos\u00e3o ou contra\u00e7\u00e3o e \u00e9 bastante rico em neutrons, atingindo uma configura\u00e7\u00e3o est\u00e1vel chamada Estrela de Neutrons. Uma vez que existem estrelas com massa 50 a 70 vezes superiores \u00e0 do Sol, n\u00e3o \u00e9 inconceb\u00edvel que, quando come\u00e7a a contra\u00e7\u00e3o, ela possa ser ocasionalmente impulsionada por uma f\u00faria gravitacional ainda maior e mais intensa que a suport\u00e1vel por uma estrela de Neutrons.<\/p>\n

E a\u00ed? <\/strong><\/p>\n

A resposta \u00e9 que n\u00e3o h\u00e1 o que interrompa esta contra\u00e7\u00e3o, Para estrelas supermassivas, o caro\u00e7o, ao entrar em colapso, pode continuar indefinitamente a contra\u00e7\u00e3o, constituindo-se em um buraco. Os objetos podem cair sobre tal corpo super contra\u00eddo, mas n\u00e3o podem ser expulsos dele. \u00c9 como se fosse um buraco sem fundo no espa\u00e7o. Al\u00e9m disso, nem a luz ou qualquer radia\u00e7\u00e3o semelhante pode escapar. Esse objeto supercontra\u00eddo age n\u00e3o s\u00f3 como um buraco, mas tamb\u00e9m como um buraco negro, pois n\u00e3o pode emitir nenhuma luz ou radia\u00e7\u00e3o semelhante.<\/p>\n

Da\u00ed o seu nome. \u00c9 prov\u00e1vel que o buraco negro seja tamb\u00e9m o destino de todas as pr\u00e9-supernovas com massa fora do intervalo cr\u00edtico. Alguns f\u00edsicos acreditam que 90% da massa do Universo estejam concentrados em Buracos negros. Outros f\u00edsicos acreditam que podemos estar vivendo em um enorme Buraco Negro.<\/p>\n

Buracos de Minhoca (ou verme)<\/strong><\/p>\n

A mat\u00e9ria que penetre em um buraco negro pode, em teoria, ser esguichada em algum outro lugar. Essa transfer\u00eancia de mat\u00e9ria pode, aparentemente, realizar-se atrav\u00e9s de dist\u00e2ncias enormes, milh\u00f5es ou bilh\u00f5es de anos-luz, em um per\u00edodo de tempo m\u00ednimo. Tais transfer\u00eancias n\u00e3o podem ocorrer da maneira ordin\u00e1ria, uma vez que o transporte de massa \u00e9 limitado pela velocidade da luz. Assim, transferir mat\u00e9ria, da maneira usual, \u00e0 dist\u00e2ncias de bilh\u00f5es de anos luz, deveria levar um tempo de bilh\u00f5es de anos. ( tempo = espa\u00e7o \/ velocidade). A transfer\u00eancia deve ocorrer atrav\u00e9s de t\u00faneis ou pontes que n\u00e3o tem, falando-se em termos rigorosos, as carater\u00edsticas que conhecemos e definimos para o tempo em nosso Universo. Este percurso \u00e9 as vezes chamado de PONTE DE EINSTEIN-ROSEN ou, mais pitorescamente, de BURACO DE MINHOCA.<\/p>\n

Se a massa atravessa o buraco de minhoca e aparece de repente a um bilh\u00e3o de anos-luz de dist\u00e2ncia, novamente no espa\u00e7o ordin\u00e1rio, alguma coisa deve acontecer para equilibrar esta grande transfer\u00eancia na dist\u00e2ncia. Os cientistas sup\u00f5em que essa passagem impossivelmente r\u00e1pida pelo espa\u00e7o \u00e9 equilibrada por uma passagem compensat\u00f3ria pelo tempo, de modo que a massa pode ressurgir a um bilh\u00e3o de anos no passado. Assim. os Buracos de minhoca, al\u00e9m de permitir superar a barreira da velocidade da luz, atuariam como fendas no tempo (ou como pensam os m\u00edsticos, Portais).<\/p>\n

Estrelas – Astronomia<\/h4>\n

\"Estrelas\"
\nSol<\/strong><\/p>\n

Ainda que, a olho nu, as estrelas apenas pare\u00e7am como pontos brilhantes no c\u00e9u; em realidade elas s\u00e3o enormes globos de g\u00e1s incandescentes a v\u00e1rios milh\u00f5es de graus cent\u00edgrados.<\/p>\n

Na maioria, s\u00e3o similares ao nosso Sol e, como este, ter\u00e3o destino similar.<\/p>\n

Os astr\u00f4nomos e f\u00edsicos puderam esmiu\u00e7ar suas caracter\u00edsticas principais e, comparando estrelas diferentes, puderam dar-se conta de ind\u00edcios certos da evolu\u00e7\u00e3o das mesmas.<\/p>\n

Nascimento Estelar<\/strong><\/p>\n

Imagine uma imensa nuvem escura somente iluminada pela t\u00eanue luz estelar, e que flutue no espa\u00e7o vazio. \u00c9 muito pouco densa, por\u00e9m n\u00e3o \u00e9 uniforme. H\u00e1 lugares onde a densidade \u00e9 levemente maior que a m\u00e9dia.<\/p>\n

Pouco a pouco, em parte por azar e em parte por uma pequena a\u00e7\u00e3o gravitacional, a nuvem de g\u00e1s come\u00e7a a condensar-se ao redor desse ponto de maior densidade.<\/p>\n

O processo \u00e9 lento, pode-se passar v\u00e1rios milhares de anos sem se veja nada fora do comum em uma nebulosa como a quese imagina agora. S\u00e3o necess\u00e1rios milh\u00f5es de anos… e uma grande paci\u00eancia.<\/p>\n

A temperatura no interior da nuvem \u00e9 baixa:<\/strong> da ordem de 10 graus kelvin; e o g\u00e1s n\u00e3o possui temperatura interna suficiente para impedir que a nuvem caia-em-si-mesma, ou seja, que se contraia devido a a\u00e7\u00e3o gravitacional.<\/p>\n

Nest est\u00e1gio a nuvem de g\u00e1s est\u00e1 mais quente, pois o g\u00e1s assim comprimido tende a esquentar-se (2000 a 3000 graus kelvin).<\/p>\n

Mil anos mais tarde, no interior da nuvem encontramos uma bola incandescente 20 vezes maior que o sol e100 vezes mais brilhante que este. O calor em seu interior \u00e9 suficiente para produzir rea\u00e7\u00f5es termonucleares com o hidrog\u00eanio do n\u00facleo.<\/p>\n

Acaba de nascer uma estrela.<\/p>\n

Uma das causas da condensa\u00e7\u00e3o da nuvem de g\u00e1s s\u00e3o as potentes explos\u00f5es de supernovas (cuja defini\u00e7\u00e3o veremos mais adiante). A poderosa onda de choque-mat\u00e9ria projetada a altas velocidades comprime o g\u00e1s, criando lugares onde a densidade \u00e9 maior.<\/p>\n

Por\u00e9m o nascimento de uma estrela nem sempre tem um final feliz:<\/strong> Uma protoestrela com massa menor que 0.08 massas solares n\u00e3o gera temperatura e press\u00e3o suficiente em seu interior para produzir as rea\u00e7\u00f5es termonucleares necess\u00e1rias para ser uma estrela. Em tal caso se converten em an\u00e3s marrons.<\/p>\n

Por outro lado, se a proto-estrela tem uma massa maior que 80 massas solares a temperatura ser\u00e1 tal que a press\u00e3o da radia\u00e7\u00e3o impedir\u00e1 a condensa\u00e7\u00e3o da nuvem.<\/p>\n

Maturidade Estelar<\/strong><\/p>\n

Uma vez que a estrela come\u00e7a a se formar, ela deve respeitar os equil\u00edbrios fundamentais durante toda a sua vida:<\/strong><\/p>\n

O equil\u00edbrio t\u00e9rmico: <\/strong>toda a energia produzida no seu interior deve estar balanceada com a energia que \u00e9 radiada ao exterior, e al\u00e9m disso, com sua temperatura interna.<\/p>\n

O equilibrio hidrost\u00e1tico: <\/strong>a press\u00e3o a qualquer profundidade da estrela deve ser suficiente para compensar o peso das camadas superiores.<\/p><\/blockquote>\n

Ambos equil\u00edbrios se mant\u00eam ao longo de milh\u00f5es de anos, at\u00e9 que o combust\u00edvel nuclear come\u00e7a a esgotar-se. O tempo que leva para esgotar o hidrog\u00eanio no n\u00facleo da estrela depende da massa da estrela; assim, as de maior massa (ao redor de 70 massas solares) levam 300 000 anos para esgotar-se, enquanto que as de menor massa (menor que a do sol) t\u00eam algo como 200 milh\u00f5es de anos para esgotar suas reservas de hidrog\u00eanio.<\/p>\n

Quando termina o hidrog\u00eanio come\u00e7a um processo chamado combust\u00e3o de h\u00e9lio, j\u00e1 que ao restar somente este elemento, a estrela o utiliza para seguir funcionando.<\/p>\n

Por\u00e9m, queimar h\u00e9lio \u00e9 mais dif\u00edcil que queimar hidrog\u00eanio, j\u00e1 que a repuls\u00e3o el\u00e9trica \u00e9 quatro vezes maior para dois n\u00facleos de h\u00e9lio do que para dois n\u00facleos de hidrog\u00eanio. Em consequ\u00eancia, a temperatura no interior deve aumentar para que tal combust\u00e3o se realize. Isto se sucede de fato.<\/p>\n

\u00c0 medida que a estrela vai queimando paulatinamente o seu combust\u00edvel original, a press\u00e3o da radia\u00e7\u00e3o cede (em consequ\u00eancia do esgotamento do combust\u00edvel) ante ao peso da estrela. Devido a isso o n\u00facleo da estrela se contrai cada vez mais , e por isso aumenta dramaticamente sua temperatura; de 15 milh\u00f5es de graus a 100 milh\u00f5es de graus!<\/p>\n

Literalmente o c\u00e9u \u00e9 o limite.<\/p>\n

Na \u00faltima fase da queima de hidrog\u00eanio, o hidrog\u00eanio come\u00e7a a ser consumido na superf\u00edcie da estrela. Nesta etapa a luminosidade aumenta e a estrela inteira se expande. Ao expandir-se sua superficie esfria e sua colora\u00e7\u00e3o se torna mais vermelha.<\/p>\n

A estrela se converte em uma Gigante Vermelha. Isto acontecer\u00e1 com o nosso sol daqui a 4 bilh\u00f5es de anos e o seu raio aumentar\u00e1 at\u00e9 englobar a \u00f3rbita da terra.<\/p>\n

Viver por aqui nesta \u00e9poca? <\/strong><\/p>\n

Nem pensar!<\/p>\n

Morte das Estrelas<\/strong><\/p>\n

O estado final de uma estrela transcorre como uma Gigante Vermelha, por\u00e9m sua morte depende decisivamente da massa que ela possui. Deste modo, a estrela pode terminar sua vida pacificamente como uma an\u00e3 branca , ou se tem massa maior, pode chegar a ser (depois da fase de uma supernova) uma estrela de n\u00eautrons, ou ainda, em um caso extremo, converter-se em um buraco negro.<\/p>\n

O que sempre ocorre \u00e9 que a estrela de algum modo se desfaz de parte de seu material; formando as chamadas nebulosas planet\u00e1rias (restando uma an\u00e3 branca em seu centro), ou de outro modo libera violentamente seu material ao exterior mediante uma supernova.<\/p>\n

An\u00e3 Branca<\/strong><\/p>\n

Na etapa final de uma Gigante Vermelha, a regi\u00e3o central da estrela se contrai e joga ao espa\u00e7o as camadas externas.<\/p>\n

Em seu interior fica um tipo de estrela chamada an\u00e3 branca a qual tem o tamanho da terra mas a massa do sol.<\/p>\n

Por isso, a sua densidade \u00e9 muito elevada:<\/strong> uma tonelada por cent\u00edmetro c\u00fabico!<\/p>\n

Esta classe de estrela demora muito a esfriar sua superficie; a mais fria tem uma temperatura de 3500 graus kelvin.<\/p>\n

Supernova<\/strong><\/p>\n

As estrelas de massa maior, depois de converter seu hidrog\u00eanio, podem seguir queimando os componentes restantes para formar elementos mais pesados (carbono, oxig\u00eanio, ne\u00f4nio, magn\u00e9sio,sil\u00edcio, e finalmente ferro).<\/p>\n

Como o n\u00facleo de ferro \u00e9 o mais est\u00e1vel na natureza, n\u00e3o existe mais a possibilidade de se obter energia usando o ferro como combust\u00edvel nuclear:<\/strong> a produ\u00e7\u00e3o de energia nuclear na estrela p\u00e1ra abruptamente quando se formam n\u00facleos de ferro.<\/p>\n

Nesse momento a estrela colapsa, desmoronando-se em si mesma. A estrela se contrai, aumenta incrivelmente a densidade no centro, e devido \u00e0 resist\u00eancia da mat\u00e9ria nuclear, as camadas externas que caem para o interior da estrela ricocheteiam no centro. Ocorre assim uma grande explos\u00e3o que destr\u00f3i a estrela.<\/p>\n

O brilho desta explos\u00e3o \u00e9 consider\u00e1vel e pode ser at\u00e9 dez bilh\u00f5es de vezes mais brilhante que o sol.<\/p>\n

A isto se chama uma Supernova<\/p>\n

O n\u00facleo da estrela, que sobra ap\u00f3s a explos\u00e3o, se transforma geralmente em uma an\u00e3 branca. Mas, esse destino depende de sua massa.<\/p>\n

Estrela de N\u00eautrons<\/strong><\/p>\n

Quando a estrela ultrapassa o limite de 1.4 massas solares a mat\u00e9ria se comprime ainda mais que em uma an\u00e3 branca. Nesse momento os el\u00e9trons de seus \u00e1tomos colidem (ao estarem t\u00e3o comprimidos) com os pr\u00f3tons, s\u00e3o absorvidos (o inverso do decaimento beta) formando um n\u00eautron. Nesse momento a estrela volta a ser uma estrela de n\u00eautrons.<\/p>\n

Um outro efeito ocorre quando o seu tamanho se reduz ao redor de 10 quil\u00f4metros de di\u00e2metro, com bilh\u00f5es de toneladas por centimetro c\u00fabico!<\/p>\n

A estrela aumenta violentamente a quantidade de giros, o que faz com que ela emita (periodicamente) uma grande quantidade de sinais de r\u00e1dio:<\/strong> Os Pulsares<\/p>\n

Buracos Negros<\/strong><\/p>\n

Podemos ter uma estrela de n\u00eautrons de 1 a 3 massas solares. Se ela possuir mais de 3 massas solares, a gravidade n\u00e3o pode ser contrabalan\u00e7ada de nenhum modo.<\/p>\n

De acordo com a teoria da relatividade, nem sequer a luz pode escapar deste corpo. \u00c9 por isto que os denominamos de buracos negros, pois eles n\u00e3o podem emitir nenhum tipo de luz.<\/p>\n

Fonte: www.fenomeno.trix.net\/colegiosaofrancisco.com.br\/en.wikipedia.org<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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