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Esrtelas



Corpos celestes de forma esférica que irradiam luz. Possuem massa na faixa de 0,1 a 100 vezes a massa do Sol e pertencem a sistemas maiores denominados galáxias. O Universo contém aproximadamente 100 bilhões de galáxias e estas, bilhões ou trilhões de estrelas, embora só uma pequena parte seja visível a olho nu. As estrelas podem ser solitárias, como é o caso do Sol, mas muitas existem em pares ou em aglomerados.

Nascimento e morte

As estrelas nascem de gigantescas nuvens de gás e poeira comprimidas pela própria gravidade até atingir pressão e temperatura altas o suficiente para desencadear reações nucleares em seu interior. A primeira reação é a queima de hidrogênio: quatro núcleos de hidrogênio são convertidos em um núcleo de hélio. A estrela permanece a maior parte de sua vida nesse estágio, durante o qual ela é chamada de estrela anã ou estrela de seqüência principal. Sua luminosidade e temperatura aumentam de acordo com a massa.

No estágio posterior, ela é denominada estrela gigante ou supergigante. Nessa fase, já converteu todo o hidrogênio de seu centro em hélio, que passa a ser queimado: três núcleos de hélio são convertidos em carbono. O tamanho aumenta, mas sua massa se mantém inalterada.

As estrelas gigantes ou supergigantes morrem quando seu combustível nuclear se esgota. As com massa menor do que dez massas solares ao morrer expelem sua parte exterior, formando uma concha chamada "nebulosa planetária". O resto dessas estrelas se transforma em uma anã branca, com densidade de até algumas toneladas por centímetro cúbico. As estrelas maiores do que dez massas solares terminam a vida em uma imensa explosão chamada de supernova. Durante essa explosão é formada a maior parte dos elementos químicos que irão constituir as novas estrelas. O resto da supernova pode ser uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Fonte: www.coladaweb.com

Estrelas

Nascimento e morte das estrelas

Aspectos da evolução estelar

É interessante saber como uma estrela nasce, cresce e morre, ou seja, quais os processos físicos importantes que determinam sua linha evolutiva. Tudo começa com o "Big Bang" - instante zero do tempo. Após a grande explosão, teoria mais aceita atualmente para a origem do Universo, formaram-se nuvens de gás difuso, rarefeito, constituído principalmente de hidrogênio, com pequena porcentagem de elementos mais pesados, como hélio, carbono, nitrogênio e o oxigênio. Estas nuvens de gás são chamadas de Proto-estrelas.

Pré-seqüência principal

Pouco se sabe sobre o mecanismo pela qual porções de imensa massa gasosa inicial, que formam as galáxias, tenham chegado a se isolar e, geralmente colapsar sobre si mesmo, vindo a formar as estrelas. Admite-se como configuração inicial, um gás rarefeito composto predominante de hidrogênio, podendo eventualmente apresentar pequenas porcentagens de elementos mais pesados. A não homogeneidade na distribuição da matéria dá origem à instabilidade gravitacional, que provoca a condensação (auto-contração) do gás, que passa a apresentar movimentos convectivos. A energia gravitacional gerada é então quase totalmente utilizada pelos movimentos, mesmo quando eles se restringem às suas camadas mais externas.

A estrela esquenta e começa a irradiar, às custas da energia gravitacional liberada. Quando a temperatura é suficientemente alta para ionizar o hidrogênio (13 eV), os elétrons livres passam a exercer uma pressão que vai se opor à contração. Esse estágio é caracterizado por dois aspectos importantes:

a) a gravitação é a única fonte de geração de energia;

b) a temperatura ainda é insuficiente para provocar o início das reações termonucleares.

A fase de pré-sequência principal tem duração 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 próximo de 10 elevado a 7, começando a fusão do hidrogênio.

Queima do hidrogênio: seqüência principal

Quando o caroço substancialmente radioativo é formado, ao mesmo tempo que os movimentos convectivos se limitam as camadas mais externas, a maior parte da estrutura continua a se contrair através de estados sucessivos de equilíbrio quase estático. O teorema de virial assegura que, nesse estágio, pelo menos metade da energia gravitacional é armazenada sob forma de energia térmica. A temperatura pode então chegar a valores que possibilitam a ocorrência de reações nucleares com o hidrogênio.

Quando essa queima passa a se tornar uma efeciente fonte de energia, estabelece-se um estado estacionário para os processos de produção e perda por irradição.

Praticamente cessam as contrações, e o tamanho, a luminosidade e a temperatura variam lentamente por um longo período de tempo da evolução estelar (entre 10 elevado a 9 e 10 elevado 5 anos, dependendo de sua massa). Essa é a fase mais longa da vida da estrela, e ao seu final ela apresenta um caroço (com o hidrogênio já completamente consumido), que começa a se contrair, ainda queimando hidrogênio.

O sol tem um tempo de vida para essa etapa de cerca de 10 bilhões de anos, dos quais já se passaram aproximadamente 5 bilhões. Estrelas maiores queimam mais rapidamente e têm seqüência principal tão pequena como 1 milhão de anos.

Queima de hélio: Gigante Vermelha

Esgotada a reserva de hidrogênio no interior surge, em seguida, a possibilidade de reações com o hélio formado. Entretanto, estas reações no início não são suficientementes efetivas para promover novos estágios evolutivos.

Em consequência, a estrela aguarda na fase da sequência principal que contrações gravitacionais aumentem novamente a densidade de hélio, possibilitando a sua queima.

A energia é então gerada pela queima do hélio, o que provoca a expansão das camadas externas constituídas do resto de hidrogênio que ainda existe. Acabado o hélio do caroço, este se contrai. Devido ao aquecimento cental causado pelas ondas de choque de rarefação que se formam, o envoltório se expande. A estrela passa à fase de subgigante, Gigante, Gigante Vermelha ou Supergigante, dependendo de sua massa. Quando isso acontecer ao Sol, ele irá crescer numa vasta esfera e eventulmente englobar os planetas Mercúrio, Vênus, e possivelmente Terra e Marte.

Anã Branca, estrela de neutrons e buraco negro

Em seguida a queima do hélio, a região central da estrela apresenta condições que permitem a queima de elementos mais pesados (carbono, oxigênio, etc...), que agora são os mais abundantes. Estrelas com massas pequenas (M < 1.2 M do Sol) tem sequências evolutivas que não alcançam situações catastróficas. O principal papel na evolução da estrela neste estágio é exercido pela degenerescência do gás de elétrons e pelo aparecimento da matéria fria, como resultado do esfriamento da estrela por perda da energia através da radiação. Com a ausência de fontes nucleares de energia, a estrela se contrai, e essa contração continua até que os elétros se tornem degenerados, primeiro na região central, depois na externa, contribuindo com um gradinte de pressão que freia o colapso e reastebelece o equilíbrio hidrostático. Esta última fase da vida da estrela é conhecida como estágio Anã Branca e deve ser o futuro do Sol.

A Anã Branca leva cerca de 10 elevado a 9 anos para se esfriar, quando então 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 avançadas de evolução a formar um caroço central bastante enriquecido pelos produtos pesados dos vários processos nucleares, até então ocorridos. A região central não suporta a pressão gravitacional (Condição de Chandrasekhar) e um rápido colapso acontece e tem lugar a explosão da estrutura.

Esta violenta explosão gera uma supernova, desintegrando-se pura e simplesmente, ou ejetando grande parte do envoltório e deixando como remanescente um caroço denso. Esse caroço sofre reimplosão ou contração e é bastante rico em neutrons, atingindo uma configuração estável chamada Estrela de Neutrons. Uma vez que existem estrelas com massa 50 a 70 vezes superiores à do Sol, não é inconcebível que, quando começa a contração, ela possa ser ocasionalmente impulsionada por uma fúria gravitacional ainda maior e mais intensa que a suportável por uma estrela de Neutrons.

E aí? A resposta é que não há o que interrompa esta contração, Para estrelas supermassivas, o caroço, ao entrar em colapso, pode continuar indefinitamente a contração, constituindo-se em um buraco. Os objetos podem cair sobre tal corpo super contraído, mas não podem ser expulsos dele. É como se fosse um buraco sem fundo no espaço. Além disso, nem a luz ou qualquer radiação semelhante pode escapar. Esse objeto supercontraído age não só como um buraco, mas também como um buraco negro, pois não pode emitir nenhuma luz ou radiação semelhante.

Daí o seu nome. É provável que o buraco negro seja também o destino de todas as pré-supernovas com massa fora do intervalo crítico. Alguns físicos acreditam que 90% da massa do Universo estejam concentrados em Buracos negros. Outros físicos acreditam que podemos estar vivendo em um enorme Buraco Negro.

Buracos de Minhoca (ou verme)

A matéria que penetre em um buraco negro pode, em teoria, ser esguichada em algum outro lugar. Essa transferência de matéria pode, aparentemente, realizar-se através de distâncias enormes, milhões ou bilhões de anos-luz, em um período de tempo mínimo. Tais transferências não podem ocorrer da maneira ordinária, uma vez que o transporte de massa é limitado pela velocidade da luz. Assim, transferir matéria, da maneira usual, à distâncias de bilhões de anos luz, deveria levar um tempo de bilhões de anos. ( tempo = espaço / velocidade). A transferência deve ocorrer através de túneis ou pontes que não tem, falando-se em termos rigorosos, as caraterísticas que conhecemos e definimos para o tempo em nosso Universo. Este percurso é as vezes chamado de PONTE DE EINSTEIN-ROSEN ou, mais pitorescamente, de BURACO DE MINHOCA.

Se a massa atravessa o buraco de minhoca e aparece de repente a um bilhão de anos-luz de distância, novamente no espaço ordinário, alguma coisa deve acontecer para equilibrar esta grande transferência na distância. Os cientistas supõem que essa passagem impossivelmente rápida pelo espaço é equilibrada por uma passagem compensatória pelo tempo, de modo que a massa pode ressurgir a um bilhão de anos no passado. Assim. os Buracos de minhoca, além de permitir superar a barreira da velocidade da luz, atuariam como fendas no tempo (ou como pensam os místicos, Portais).

Fonte: www.fenomeno.trix.net

Estrelas

Ainda que, a olho nu, as estrelas apenas pareçam como pontos brilhantes no céu; em realidade elas são enormes globos de gás incandescentes a vários milhões de graus centígrados.

Na maioria, são similares ao nosso Sol e, como este, terão destino similar.

Os astrônomos e físicos puderam esmiuçar suas características principais e, comparando estrelas diferentes, puderam dar-se conta de indícios certos da evolução das mesmas.

Nascimento Estelar

Imagine uma imensa nuvem escura somente iluminada pela tênue luz estelar, e que flutue no espaço vazio. É muito pouco densa, porém não é uniforme. Há lugares onde a densidade é levemente maior que a média.
Pouco a pouco, em parte por azar e em parte por uma pequena ação gravitacional, a nuvem de gás começa a condensar-se ao redor desse ponto de maior densidade.
O processo é lento, pode-se passar vários milhares de anos sem se veja nada fora do comum em uma nebulosa como a quese imagina agora. São necessários milhões de anos... e uma grande paciência.

A temperatura no interior da nuvem é baixa: da ordem de 10 graus kelvin; e o gás não possui temperatura interna suficiente para impedir que a nuvem caia-em-si-mesma, ou seja, que se contraia devido a ação gravitacional.

Nest estágio a nuvem de gás está mais quente, pois o gás assim comprimido tende a esquentar-se (2000 a 3000 graus kelvin).

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 é suficiente para produzir reações termonucleares com o hidrogênio do núcleo.

Acaba de nascer uma estrela.

Uma das causas da condensação da nuvem de gás são as potentes explosões de supernovas (cuja definição veremos mais adiante). A poderosa onda de choque-matéria projetada a altas velocidades comprime o gás, criando lugares onde a densidade é maior.

Esrtelas

Porém o nascimento de uma estrela nem sempre tem um final feliz: Uma protoestrela com massa menor que 0.08 massas solares não gera temperatura e pressão suficiente em seu interior para produzir as reações termonucleares necessárias para ser uma estrela. Em tal caso se converten em anãs marrons.

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Por outro lado, se a proto-estrela tem uma massa maior que 80 massas solares a temperatura será tal que a pressão da radiação impedirá a condensação da nuvem.

Maturidade Estelar

Uma vez que a estrela começa a se formar, ela deve respeitar os equilíbrios fundamentais durante toda a sua vida:

O equilíbrio térmico: toda a energia produzida no seu interior deve estar balanceada com a energia que é radiada ao exterior, e além disso, com sua temperatura interna.

O equilibrio hidrostático: a pressão a qualquer profundidade da estrela deve ser suficiente para compensar o peso das camadas superiores.

Ambos equilíbrios se mantêm ao longo de milhões de anos, até que o combustível nuclear começa a esgotar-se. O tempo que leva para esgotar o hidrogênio no núcleo 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) têm algo como 200 milhões de anos para esgotar suas reservas de hidrogênio.

Quando termina o hidrogênio começa um processo chamado combustão de hélio, já que ao restar somente este elemento, a estrela o utiliza para seguir funcionando.

Porém, queimar hélio é mais difícil que queimar hidrogênio, já que a repulsão elétrica é quatro vezes maior para dois núcleos de hélio do que para dois núcleos de hidrogênio. Em consequência, a temperatura no interior deve aumentar para que tal combustão se realize. Isto se sucede de fato.

À medida que a estrela vai queimando paulatinamente o seu combustível original, a pressão da radiação cede (em consequência do esgotamento do combustível) ante ao peso da estrela. Devido a isso o núcleo da estrela se contrai cada vez mais , e por isso aumenta dramaticamente sua temperatura; de 15 milhões de graus a 100 milhões de graus!

Literalmente o céu é o limite.

Na última fase da queima de hidrogênio, o hidrogênio começa a ser consumido na superfície da estrela. Nesta etapa a luminosidade aumenta e a estrela inteira se expande. Ao expandir-se sua superficie esfria e sua coloração se torna mais vermelha.

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A estrela se converte em uma Gigante Vermelha. Isto acontecerá com o nosso sol daqui a 4 bilhões de anos e o seu raio aumentará até englobar a órbita da terra. Viver por aqui nesta época? Nem pensar!

Morte das Estrelas

O estado final de uma estrela transcorre como uma Gigante Vermelha, porém sua morte depende decisivamente da massa que ela possui. Deste modo, a estrela pode terminar sua vida pacificamente como uma anã branca , ou se tem massa maior, pode chegar a ser (depois da fase de uma supernova) uma estrela de nêutrons, ou ainda, em um caso extremo, converter-se em um buraco negro.

O que sempre ocorre é que a estrela de algum modo se desfaz de parte de seu material; formando as chamadas nebulosas planetárias (restando uma anã branca em seu centro), ou de outro modo libera violentamente seu material ao exterior mediante uma supernova.

Anã Branca

Na etapa final de uma Gigante Vermelha, a região central da estrela se contrai e joga ao espaço as camadas externas.

Em seu interior fica um tipo de estrela chamada anã branca a qual tem o tamanho da terra mas a massa do sol. Por isso, a sua densidade é muito elevada: uma tonelada por centímetro cúbico!

Esta classe de estrela demora muito a esfriar sua superficie; a mais fria tem uma temperatura de 3500 graus kelvin.

Supernova

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As estrelas de massa maior, depois de converter seu hidrogênio, podem seguir queimando os componentes restantes para formar elementos mais pesados (carbono, oxigênio, neônio, magnésio,silício, e finalmente ferro). Como o núcleo de ferro é o mais estável na natureza, não existe mais a possibilidade de se obter energia usando o ferro como combustível nuclear: a produção de energia nuclear na estrela pára abruptamente quando se formam núcleos de ferro.

Nesse momento a estrela colapsa, desmoronando-se em si mesma. A estrela se contrai, aumenta incrivelmente a densidade no centro, e devido à resistência da matéria nuclear, as camadas externas que caem para o interior da estrela ricocheteiam no centro. Ocorre assim uma grande explosão que destrói a estrela.

O brilho desta explosão é considerável e pode ser até dez bilhões de vezes mais brilhante que o sol.

A isto se chama uma Supernova

O núcleo da estrela, que sobra após a explosão, se transforma geralmente em uma anã branca. Mas, esse destino depende de sua massa.

Estrela de Nêutrons

Quando a estrela ultrapassa o limite de 1.4 massas solares a matéria se comprime ainda mais que em uma anã branca. Nesse momento os elétrons de seus átomos colidem (ao estarem tão comprimidos) com os prótons, são absorvidos (o inverso do decaimento beta) formando um nêutron. Nesse momento a estrela volta a ser uma estrela de nêutrons.

Um outro efeito ocorre quando o seu tamanho se reduz ao redor de 10 quilômetros de diâmetro, com bilhões de toneladas por centimetro cúbico! A estrela aumenta violentamente a quantidade de giros, o que faz com que ela emita (periodicamente) uma grande quantidade de sinais de rádio: Os Pulsares

Buracos Negros

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Podemos ter uma estrela de nêutrons de 1 a 3 massas solares. Se ela possuir mais de 3 massas solares, a gravidade não pode ser contrabalançada de nenhum modo.

De acordo com a teoria da relatividade, nem sequer a luz pode escapar deste corpo. É por isto que os denominamos de buracos negros, pois eles não podem emitir nenhum tipo de luz.

Fonte: www.if.ufrj.br

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