O que é uma estrela?
Uma Estrela é um objeto celeste, em geral de forma esferoidal, no interior do qual dominam temperaturas e pressões elevadas, particularmente nas regiões vizinhas do centro. Constituem o elemento fundamental do universo, agrupando-se em aglomerados, associações, correntes, grupos, galáxias. Variam em larga escala quanto ao brilho intrínseco, volume, densidade, massa, cor e estabilidade física. À vista desarmada, o seu brilho é aparentemente definido pela magnitude, que aumenta à medida em que aquele diminui; por isso é possível ver, à vista desarmada, estrelas de até a sexta magnitudes e até as de vigésima terceira magnitude com os telescópios mais avançados.
O nascimento, evolução e morte de uma estrela: O tempo de vida de uma estrela depende basicamente da sua massa inicial. A massa da estrela determina a sua temperatura central, o que, por sua vez, determina a taxa de queima nuclear e, portanto, a sua evolução.
As estrelas se formam a partir da fragmentação, seguida da condensação, de nuvens de gás (principalmente hidrogênio) e poeira presentes nas galáxias. À medida que a nuvem proto-estelar se contrai, sob a influência de sua própria gravitação, a sua temperatura aumenta devido à energia liberada pela contração. Neste estágio a proto-estrela emite radiação no infra-vermelho. Quando a temperatura central da nuvem atinge cerca de dez milhões de graus os núcleos de hidrogênio (H) começam a interagir. A energia obtida com a conversão de H em hélio (He) é suficiente para suprir as necessidades da estrela. A contração cessa, pois agora existe uma fonte de energia térmica que se contrapõe ao colapso gravitacional, e a estrela atinge uma situação de equilíbrio. A estrela se mantém estável até que o H do seu núcleo seja consumido, mas isso leva muito tempo - representa aproximadamente 90% da vida da estrela. Essa fase da vida da estrela é chamada Seqüência Principal (SP), porque a maioria das estrelas encontram-se nessa seqüência do diagrama evolutivo.
Quando o H central se esgota, a estrela necessita de uma nova forma de obtenção de energia. A maneira mais imediata é a contração gravitacional. O núcleo da estrela, neste momento é composto basicamente pelo He criado a partir da queima de H. Este núcleo de He é envolto por camadas de H que não foram consumidas na seqüência principal (SP). À medida que a estrela contrai, o seu núcleo de He se aquece. Junto com o núcleo, as camadas imediatamente superiores a ele também contraem e o H das primeiras camadas próximas ao núcleo começa a queimar. Dizemos que o H está sendo queimado em uma concha ao redor do núcleo. O He criado nesta nova queima também vai sendo depositado no núcleo, que continua a se contrair. O núcleo vai se aquecendo devido à contração. A energia liberada na contração do núcleo empurra as camadas superiores (de H) para fora, de modo que essas camadas se expandem e esfriam rapidamente. Com isso, a estrela aumenta de tamanho e a sua temperatura superficial diminui. O fim da queima do H marca a saída da estrela da SP e o início da fase de gigante vermelha.
Quando o núcleo de He atinge uma temperatura alta o suficiente, inicia-se a queima do He. Depois da ignição a estrela queima He primeiro no núcleo, depois na concha, como no caso do H. Os produtos da queima de He são o carbono e o oxigênio, que vão sendo depositados no núcleo. Cada vez que a estrela esgota um combustível, o núcleo contrai e ocorre a ignição de um elemento mais pesado, produto da queima anterior: primeiro no núcleo, depois numa concha. Este ciclo se repete até elementos mais pesados, como o Ferro.
Este esquema simplificado, na verdade, apresenta muitas variações possíveis, devido aos diferentes processos que podem ocorrer no interior das estrelas de acordo com a sua massa inicial. Na SP, os processos evolutivos são basicamente iguais, variando na velocidade dos processos: as estrelas com massas maiores consomem o seu H mais rapidamente, pois precisam gerar mais energia para vencer a contração gravitacional; por isso, elas ficam menos tempo na SP. Depois que saem da SP, os processos evolutivos das estrelas se diferenciam bastante, de acordo com a sua massa. A evolução das estrelas pós-SP podem ser resumidos da seguinte forma:
· Estrelas com massas de 10% a 40% da massa do Sol: quando esgotam o H no seu núcleo, este, formado basicamente de He, se contrai. À medida que o núcleo contrai, os átomos de He são esmagados, devido à alta densidade do núcleo: a matéria do núcleo é dita degenerada, com propriedades físicas diferentes. Por exemplo, a matéria degenerada consegue suportar altas pressões sem grandes alterações no seu volume. Além disso, a matéria degenerada é muito eficiente na condução do calor. Essas duas propriedades somadas fazem com que o núcleo pare de se contrair, ao mesmo tempo em que a temperatura do núcleo torna-se uniforme. Porém, como a sua massa é pequena, a contração gravitacional não é suficiente para aumentar a temperatura e iniciar a queima de He. Essas estrelas passam diretamente para a fase de anã-branca de He e vão se apagando lentamente. Sem nenhuma reação nuclear possível, as anãs-brancas são destinadas a apenas irradiar a sua energia armazenada durante toda a sua evolução até se tornarem anãs-negras.
· Estrelas com massa igual à massa Solar: depois que a estrela sai da SP, a sua estrutura básica é: um núcleo degenerado e isotérmico (temperatura é igual em todo o núcleo) de He + concha com queima de H + envoltório de H inerte. A contração gravitacional do núcleo aumenta a sua temperatura até que esta seja suficiente para iniciar a queima do He. Porém, como o núcleo é isotérmico, a queima do He se inicia de maneira violenta. É como se todo o núcleo começasse a queimar ao mesmo tempo; este é o flash do hélio. Com a energia liberada, o envoltório se expande e a queima de He é controlada. A queima de He produz carbono e oxigênio, que são depositados no núcleo. Quando o He do núcleo se esgota, o núcleo se contrai e aquece. O He começa a ser queimado na concha e as camadas mais externas da estrela são ejetadas, formando uma nebulosa planetária, provavelmente devido a instabilidades na queima de He na concha. Ao mesmo tempo, o seu núcleo colapsa e se aquece, porém não atinge temperatura suficientemente alta para iniciar a queima do carbono. O núcleo, então, se torna uma anã-branca de carbono e esfria lentamente.
· Estrelas com 5 massas Solares: quando sai da SP, o núcleode He da estrela começa a se contrair e se aquecer. A contração gravitacional é bastante eficiente e o centro do seu núcleo atinge a temperatura suficiente para o início da queima do He antes que a matéria do núcleo se torne degenerada. Quando o He do núcleo se esgota, a queima do He prossegue na concha; o núcleo é composto por carbono e oxigênio produzidos pela queima de He. Como no caso do He para estrelas de uma massa Solar, a queima de carbono pode ser explosiva, se o núcleo da estrela tornar-se degenerado. Esta queima explosiva é chamada detonação do carbono, e ocorre apenas em estrelas com massas entre 3 e 9 vezes a massa do Sol. Esta queima explosiva pode ser tão violenta a ponto de destruir a estrela: as camadas mais externas podem ser ejetadas violentamente e o núcleo colapsa rapidamente. Se a massa do núcleo for maior que 1.4 massas solares, ele se transforma em uma estrela de nêutrons. Este processo explosivo é chamado supernova, devido à imensa quantidade de energia e luminosidade liberadas. As camadas acima do núcleo são ejetadas violentamente. As supernovas apresentam altas luminosidades (mais ou menos um bilhão de vezes a luminosidade do Sol) e irradiam enormes quantidades de energia. À medida que a matéria ejetada se expande, a luminosidade diminui.
· Estrelas com 30 massas Solares: depois de consumir todo o seu H a estrela queima, os elementos produzidos, sucessivamente, primeiro no núcleo, depois numa concha. Esses processos de queima são intercalados com contrações do núcleo. Porém, depois da queima do silício, que produz o ferro, o núcleo se contrai novamente. A queima do ferro marca o iníciodo fim. Qualquer reação nuclear que ocorra, então, absorve energia, ao invés de produzí-la, o que acelera a contração. O colapso do núcleo de ferro gera altíssimas temperaturas e densidades e a estrela explode como uma supernova. Se a massa do núcleo em colapso exceder 3 massas Solares, o colapso continua e forma um buraco negro.
. E o Sol vai morrer?
O Sol é uma estrela certo? Então...Infelizmente, é verdade sim. O Sol é uma estrela típica. Foi "gerado": - algum evento veio a perturbar uma imensa e muito difusa nuvem de gás espalhada por uma vasta região do espaço. Devido a esta perturbação, esta nuvem começou a ficar cada vez menor e mais densa, atraindo suas partes externas, o que acelerou este processo que, na verdade, não é nada além da nuvem ir se concentrando cada vez mais em direção ao seu centro. Este processo continuou até que a temperatura no centro ficou tão grande que este centro começou a funcionar como um reator atômico, a produzir seu próprio calor. Este calor por sua vez foge da estrela na forma de luz e calor também; no momento em que a estrela começa a produzir sua própria luz e seu próprio calor dizemos que ela nasceu. O Sol, muito provavelmente "nasceu" desta forma. Hoje o Sol "vive", ou seja, o seu centro funciona como um reator nuclear de forma estável para produzir a luz e o calor que vemos o Sol nos enviar. Assim, calor e a luz que ele produz em seu núcleo aquece as camadas mais externas que se iluminam e se aquecem também e terminam por liberar parte da luz e do calor que receberam, e é por isso que vemos o Sol brilhar e nos aquecer. Por outro lado, esta produção de luz e calor em seu centro detém o processo de queda sobre si mesma da nuvem que formou a estrela. Uma estrela como o Sol se mantém estável devido ao equilíbrio entre estas duas forças: a massa da estrela quer cair em direção ao centro mas o reator que ela criou em seu centro segura esta "queda" produzindo calor. Este processo, entretanto, não pode prosseguir para sempre. Assim, o Sol também irá morrer, isto é, não conseguirá mais produzir luz e calor. Mas não se preocupe tanto.A idade atual dele é de cerca de cinco bilhões de anos e ele ainda deve durar mais outros cinco bilhões. A vida existe sobre a Terra a aproximadamente 4 bilhões de anos. O homem habita a superfície da Terra a menos de um milhao e meio de anos.
Os segredos do sol( Los secretos del sol).
Nascimento e morte das estrelas.
VY Canis Majoris
Esta é a maior estrela conhecida e uma das mais luminosas.
Uma equipe de astrônomos liderados por Roberta Humpreys, da Universidade de Minnesota através do Telescópio Espacial Hubble e do observatório de W.M. Keck, Kameula, Havaí estimou que seu raio está entre 1800 e 2100 raios solares.
Existem duas opinões controversas sobre esta estrela. Uma delas (segundo os estudos de Roberta Humpreys) é de que a estrela é uma hipergigante, muito grande e luminosa. A outra (com base nos estudos de Massey, Levesque e Plez) é de que a estrela é uma supergigante normal, com um raio estimado em 600 raios solares. No primeiro caso, sua superfície se estenderia além da órbita de Saturno. A estrela tem o diâmetro de 2.940.000.000 (lê-se: dois bilhões e novecentos e quarenta milhões) planetas Terra. Estimações anteriores de seu diâmetro dizem-na ainda maior, com um raio de quatorze unidades astronômicas, o que equivale a 3000 raios solares. VY Canis Majoris já perdeu cerca de metade da sua massa e o seu fim será, provavelmente, uma explosão de supernova, dentro de aproximadamente 3200 anos.
O que somos diante dela?
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