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QUESTION 1 You have a hybrid Exchange Server 2016 organization. Some of the mailboxes in the research department are hosted on-premises. Other mailboxes in the research department are stored in Microsoft Office 365. You need to search the mailboxes in the research department for email messages that contain a specific keyword in the message body. What should you do? A. From the Exchange Online Exchange admin center, search the delivery reports. B. Form the on-premises Exchange center, search the delivery reports. C. From the Exchange Online Exchange admin SY0-401 exam center, create a new In-Place eDiscovery & Hold. D. From the Office 365 Compliance Center, create a new Compliance Search. E. From the on-premises Exchange admin center, create a new In-Place eDiscovery & Hold. Correct Answer: E QUESTION 2 You have an Exchange Server 2016 organization. You plan to enable Federated Sharing. You need to create a DNS record to store the Application Identifier (AppID) of the domain for the federated trust. Which type of record should you create? A. A B. CNAME C. SRV D. TXT Correct Answer: D QUESTION 3 Your company has an Exchange Server 2016 200-310 exam Organization. The organization has a four- node database availability group (DAG) that spans two data centers. Each data center is configured as a separate Active Directory site. The data centers connect to each other by using a high-speed WAN link. Each data center connects directly to the Internet and has a scoped Send connector configured. The company's public DNS zone contains one MX record. You need to ensure that if an Internet link becomes unavailable in one data center, email messages destined to external recipients can 400-101 exam be routed through the other data center. What should you do? A. Create an MX record in the internal DNS zone B. B. Clear the Scoped Send Connector check box C. Create a Receive connector in each data center. D. Clear the Proxy through Client Access server check box Correct Answer: AQUESTION 4 Your network contains a single Active Directory forest. The forest contains two sites named Site1 and Site2. You have an Exchange Server 2016 organization. The organization contains two servers in each site. You have a database availability group (DAG) that spans both sites. The file share witness is in Site1. If a power failure occurs at Site1, you plan to mount the databases in Site2. When the power is restored in Site1, you Cisco CCNP Security 300-207 exam SITCS need to prevent the databases from mounting in Site1. What should you do? A. Disable AutoReseed for the DAG. B. Implement an alternate file share witness. C. Configure Datacenter Activation Coordination (DAC) mode. D. Force a rediscovery of the EX200 exam network when the power is restored. Correct Answer: C QUESTION 5 A new company has the following: Two offices that connect to each other by using a low-latency WAN link In each office, a data center that is configured as a separate subnet Five hundred users in each office You plan to deploy Exchange Server 2016 to the network. You need to recommend which Active Directory deployment to use to support the Exchange Server 2016 deployment What is the best recommendation to achieve the goal? A. Deploy two forests that each contains one site and one site link. Deploy two domain controllers to each forest. In each forest configure one domain controller as a global catalog server B. Deploy one forest that contains one site and one site link. Deploy four domain controllers. Configure all of the domain controllers as global catalog servers. C. Deploy one forest that contains two sites and two site links. Deploy two domain controllers to each site in each site, configure one domain controller as a global catalog server D. Deploy one forest that contains two sites and one site link. Deploy two domain controllers to each site. Configure both domain controllers as global catalog servers Correct Answer: C QUESTION 6 How is the IBM Content Template Catalog delivered for installation? A. as an EXE file B. as a ZIP file of XML files C. as a Web Appli cati on Archive file D. as a Portal Application Archive file Correct Answer: D QUESTION 7 Your company has a data center. The data center contains a server that has Exchange Server 2016 and the Mailbox server role installed. Outlook 300-101 exam anywhere clients connect to the Mailbox server by using thename outlook.contoso.com. The company plans to open a second data center and to provision a database availability group (DAG) that spans both data centers. You need to ensure that Outlook Anywhere clients can connect if one of the data centers becomes unavailable. What should you add to DNS? A. one A record B. two TXT records C. two SRV records D. one MX record Correct Answer: A QUESTION 8 You have an Exchange Server 2016 EX300 exam organization. The organization contains a database availability group (DAG). You need to identify the number of transaction logs that are in replay queue. Which cmdlet should you use? A. Test-ServiceHealth B. Test-ReplicationHealth C. Get-DatabaseAvailabilityGroup D. Get-MailboxDatabaseCopyStatus Correct Answer: D QUESTION 9 All users access their email by using Microsoft Outlook 2013 From Performance Monitor, you discover that the MSExchange Database\I/O Database Reads Average Latency counter displays values that are higher than normal You need to identify the impact of the high counter values on user connections in the Exchange Server organization. What are two client connections 400-051 exam that will meet performance? A. Outlook on the web B. IMAP4 clients C. mobile devices using Exchange ActiveSync D. Outlook in Cached Exchange ModeE. Outlook in Online Mode Correct Answer: CE QUESTION 10 You work for a company named Litware, Inc. that hosts all email in Exchange Online. A user named User1 sends an email message to an Pass CISCO 300-115 exam - test questions external user User 1 discovers that the email message is delayed for two hours before being delivered. The external user sends you the message header of the delayed message You need to identify which host in the message path is responsible for the delivery delay. What should you do? A. Review the contents of the protocol logs. B. Search the message tracking logs. C. Search the delivery reports 200-355 exam for the message D. Review the contents of the application log E. Input the message header to the Exchange Remote Connectivity Analyzer Correct Answer: E QUESTION 11 You have an Exchange Server 2016 organization. The organization contains three Mailbox servers. The servers are configured as shown in the following table You have distribution group named Group1. Group1 contains three members. The members are configured as shown in the following table. You discover that when User1 sends email messages to Group1, all of the messages are delivered to EX02 first. You need to identify why the email messages sent to Group1 are sent to EX02 instead. What should you identify? A. EX02 is configured as an expansion server. B. The arbitration mailbox is hosted 300-320 exam on EX02.C. Site2 has universal group membership caching enabled. D. Site2 is configured as a hub site. Correct Answer: A
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Estrelas

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Estrelas
Estrelas

Estrelas – O que é

Uma estrela é uma bola luminosa de gás, principalmente hidrogênio e hélio, mantidas juntas por sua própria gravidade.

Cada estrela no céu é uma enorme bola brilhante de gás. Nosso Sol é uma estrela de tamanho médio.

As estrelas são astros com luz própria. Executam reações nucleares de onde provém a luz que observamos

A estrela mais próxima da Terra é o Sol.

Muitas outras estrelas são visíveis a olho nu da Terra durante a noite, aparecendo como uma infinidade de pontos luminosos fixos no céu, devido à sua imensa distância da Terra

Por pelo menos uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão termonuclear do hidrogênio em hélio no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e, em seguida, irradia para o espaço exterior.

Quase todos os elementos que ocorrem naturalmente mais pesados do que o hélio são criados por nucleossíntese estelar durante a vida da estrela, e para algumas estrelas, pela nucleossíntese supernova quando explode. Perto do fim da sua vida, uma estrela também podem conter matéria degenerada.

Os astrônomos podem determinar a massa, idade, metalicidade (composição química), e muitas outras propriedades de uma estrela, observando o seu movimento através do espaço, sua luminosidade, e espectro respectivamente.

A massa total de uma estrela é o principal fator que determina a sua evolução e destino eventual.

Outras características de uma estrela, incluindo diâmetro e temperatura, mudança durante a sua vida, enquanto que o ambiente da estrela afeta a sua rotação e movimento.

A vida de uma estrela começa com o colapso gravitacional de uma nebulosa gasosa de material composto principalmente por hidrogénio, juntamente com hélio e traços de elementos mais pesados. Quando o núcleo estelar é suficientemente densa, o hidrogénio torna-se progressivamente convertido em hélio através da fusão nuclear, libertação de energia no processo. O restante do interior da estrela carrega a energia longe do núcleo através de uma combinação de processos de transferência de calor por radiação e convecção. pressão interna da estrela impede que ele entre em colapso ainda mais sob sua própria gravidade. Quando o combustível de hidrogênio no núcleo 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 irá fundir elementos mais pesados no núcleo ou em conchas em torno do núcleo.

Enquanto a estrela se expande ele lança uma parte de sua massa, enriquecida com os elementos mais pesados, no ambiente interestelar, para ser reciclado mais tarde como novas estrelas.

Enquanto isso, o núcleo se torna um remanescente estelar: uma anã branca, uma estrela de nêutrons, ou se ele é suficientemente grande um buraco negro.

As estrelas podem formar parte de uma estrutura gravitacionalmente ligadas muito maior, como um conjunto de estrela ou uma galáxia.

Estrelas – Sol

Estrelas
Estrelas

Estrelas são os objetos mais amplamente reconhecido astronômicos, e representam os blocos de construção mais fundamentais de galáxias.

A idade, distribuição e composição das estrelas em uma galáxia traçar a história, dinâmica e evolução dessa galáxia.

Além disso, estrelas são responsáveis pela fabricação e distribuição de elementos pesados, como carbono, nitrogênio e oxigênio, e as suas características estão intimamente ligadas às características dos sistemas planetários que podem se aglutinam sobre eles.

Consequentemente, o estudo do nascimento, vida e morte das estrelas é fundamental para o campo da astronomia.

As estrelas são enormes corpos celestes – entidades gasosas com uma variedade de massas, tamanhos e temperaturas.

Estima-se que existam 100 bilhões de estrelas no Universo! Há milhares de anos, o homem tem identificado e colocado nomes em constelações estelares.

O Sol é o astro mais próximo da Terra, o único visível durante o dia e parece um grande e redondo disco no céu. As outras estrelas estão tão longe de nós que só cintilam no céu à noite.

Esse brilho é causado pela distância que estão de nós e pelo efeito da atmosfera no nosso planeta.

O Sol

Estrelas
Sol

O Sol é o maior objeto do Sistema Solar e é mais de 1 milhão de vezes maior do que a Terra.

É um astro comum, um entre tantos na galáxia. Ele é formado por 70% de hidrogênio, 28% de hélio e 2% de metais. A fusão nuclear é a responsável pela produção de energia que o faz brilhar com tanta intensidade.

A temperatura da sua superfície é de 5.500 °C, e a do seu núcleo, de 14.000.000 °C!

O Sol está na metade do seu ciclo de vida. Mas não precisamos nos preocupar, pois ele ainda vai continuar a brilhar por mais 5.000 milhões de anos.

Estrelas – Corpos Celestes

Estrelas
Estrelas

Estrelas são 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 sequência 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.

Nascimento e morte das estrelas

Estrelas
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-sequência 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: sequência 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 sequência 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).

Estrelas – Astronomia

Estrelas
Sol

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.

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.

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.

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

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

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.fenomeno.trix.net/colegiosaofrancisco.com.br/en.wikipedia.org

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