NEBULOSAS - singularsaobernardo.com.br · Em alguns pontos da nuvem-mãe a concentração de gás e ... Aqui podemos ver a diminuta imagem desse, supostamente, longínquo objeto,
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ESTRUTURA E EVOLUÇÃO ESTELAR
NEBULOSAS
Numa galáxia podem existir várias regiões
de formação, consideradas
berçários de estrelas, que são as nuvens
de gás e poeira.
protoestrela
Em alguns pontos da nuvem-mãe a concentração de gás e
poeira pode ser alta o suficiente para que a matéria sofra contração sob o efeito da
gravidade.
A energia é transformada, causando o aquecimento da
matéria e provocando a emissão de radiação do objeto.
colapso gravitacional
A temperatura da protoestrela aumenta e seu raio diminui devido à contração gravitacional. Por causa das
elevadas temperatura e pressão, aumenta a força no sentido de expulsar o material, e esta é balanceada pela
força gravitacional, que tende a contrair a estrela.
Quando o equilíbrio entre
pressão e gravidade é
atingido na região central, o gás
torna-se opaco, não permitindo a saída direta da
radiação do objeto central.
As camadas mais externas
continuam se contraindo, a área superficial diminui,
causando uma diminuição da luminosidade
Tempo de contração
Após alguns milhares de anos de contração
gravitacional a temperatura chega a 2000-3000 K.
O tempo total gasto para o colapso gravitacional que ocorre durante a formação de uma estrela depende de
sua massa inicial.
As protoestrelas de altas massas são as que se
contraem num tempo mais curto.
Algumas pequenas
protoestrelas se contraem atétornarem-se
objetos semelhantes a
planetas.
Protoestrelas menos massivas que 0.08 M¤ (massa solar) nunca chegam a desenvolver a pressão necessária para iniciar a
queima de hidrogênio em seu interior.
Já as de massa maior que 100 M¤ desenvolvem altas temperaturas tão rapidamente, que a pressão de
radiação torna-se a força dominante contra o colapso gravitacional.
As grandes quantidades de gás e poeira ao
redor das estrelas em formação
impedem que se observe
diretamente a radiação desses
objetos, tornando-os "invisíveis para
telescópios ópticos. Isso ocorre porque os grãos de poeira absorvem a radiação emitida
pelo objeto central e re-emitem em
comprimentos de onda "mais frios",
na faixa do infravermelho.
O nascimento de uma estrela é marcado pelo início das reações nucleares no seu interior.
Basicamente os processos de fusão envolvem 4
núcleos de hidrogênio que se fundem, para formar 1
núcleo de hélio.
Quando a parte central da protoestrela fica quente o suficiente, iniciam-se os processos de fusão nuclear,
gerando a energia necessária para a estrela se sustentar.
Enquanto o hidrogênio tem apenas 1 próton em seu núcleo, o hélio possui 2 prótons e 2 nêutrons, sendo que a massa do
núcleo formado é um pouco menor que a soma das massas dos núcleos utilizados. É essa diferença de massa (0.007 da massa
inicial) que será convertida em energia no interior estelar.
Como 90% dos átomos de uma estrela são de hidrogênio, ela tem armazenada uma grande
quantidade de combustível para ser "queimado".
A chamada cadeia próton-próton domina o processo de geração de energia nas estrelas com massas menores, incluindo o Sol,
enquanto que o ciclo do carbono é dominante nas estrelas com massas maiores. Nos casos em que o hélio já foi formado e as temperaturas são muito elevadas ocorre o chamado processo
triplo-alfa.
Cadeia próton-próton
Esta é a cadeia dominante em estrelas cuja temperatura central é menor que 15.000.000 K (milhões). Inicialmente dois átomos de hidrogênio se fundem para formar um núcleo de deutério, um pósitron (e+) e um neutrino (n). O
neutrino imediatamente escapa da estrela, enquanto que o pósitron logo colide com um elétron e ambos são aniquilados, liberando energia.
Em seguida o núcleo de deutério se funde a um outro átomo de hidrogênio, para se transformar num isótopo de hélio com 2 prótons e 1 nêutron, liberando ainda energia na forma de fótons Por fim, dois desses isótopos se fundem para formar um átomo de hélio e dois núcleos de hidrogênio. Sendo assim, um total de 6 núcleos de hidrogênio estão envolvidos nas reações, mas apenas 4
deles são utilizados para formar o hélio.
Este ciclo inicia-se com a fusão de um núcleo de hidrogênio com um núcleo de carbono. Depois de várias etapas, formam-se 1 núcleo de hélio e um de carbono, e
um novo ciclo pode se inicar.
Ciclo do Carbono
início
Processo triplo alfaO núcleo do átomo de hélio, também chamado "partícula alfa", pode participar da produção de carbono em interiores estelares
com temperaturas acima de 100.000.000K (100 milhões). Como 3 núcleos de He produzem um núcleo de C, o processo é
chamado "triplo-alfa".
Acima do limite de 8 massas solares aproximadamente (o
valor exato depende da composição química) as
temperaturas centrais atingem valores acima de 10E9K e, em
seus estágios finais de evolução, essas estrelas
possibilitam a formação dos elementos mais pesados (O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca). Esses
elementos são chamados elementos alfa, pois sua
formação dá-se pela captura de um núcleo de 4He (partícula
alfa) por um núcleo mais leve.
O estudo dos vários processos que podem formar elementos mais pesados no interior estelar é chamado nucleossíntese.
Acredita-se que a síntese de isótopos de hidrogênio e hélio ocorreu nos primeiros minutos após a origem do Universo e que os elementos pesados foram formados em processos estelares.
Uma fase de estabilidade: a seqüência principal
Para que a fusão nuclear se inicie, os núcleos devem
estar suficientemente próximos uns dos outros, mas por serem todos de carga positiva a repulsão
elétrica entre eles impede a aproximação necessária e a
fusão não ocorre.
No interior de uma protoestrela em contração
a temperatura aumenta conforme o objeto colapsa, e assim partículas atingem
altas velocidades.
Dessa forma, alguns núcleos terão a energia
necessária para superar a repulsão elétrica,
permitindo que os mesmos possam interagir.
Uma vez estabelecidos os processos termonucleares, eles se auto-controlam.
Quando a produção de energia nuclear aumenta, um excesso de pressão é gerado, provocando
uma tendência de expandir a estrela.
Com o aumento do tamanho, o gás no interior da estrela tende a se resfriar. Assim, a estrela acaba
encontrando a temperatura e o tamanho ideais para o equilíbrio, permitindo que ela fique estável
por um longo período.
Essa fase de estabilidade, pela
qual a estrela passa durante a maior parte
de sua vida, é a chamada de
seqüência principal no diagrama HR (de
Hertzsprung e Russell).
Cerca de 10 bilhões de anos depois que a estrela
chegou na seqüência principal, quando a
diminuição do hidrogênio é substancial, o núcleo de hélio começa a contrair.
Quanto mais massiva a estrela maior a
temperatura em seu interior. As estrelas mais quentes e mais massivas
têm alta luminosidade superficial e consomem seu combustível a taxas
muito mais altas que estrelas menos massivas, e portanto têm um tempo
de vida mais curto.
ESTÁGIOS FINAIS DA EVOLUÇÃO ESTELAR
Quando, finalmente, o combustível em seu núcleo termina, a estrela começa a morrer.
Os estágios finais da evolução estelar podem ser mais tranqüilos ou mais catastróficos, e isso vai depender crucialmente da massa das estrelas.
No caso de estrelas de massa pequena ou intermediária,
como o Sol, a estrela se
transforma em uma gigante vermelha, movendo-se para
cima e para a direita no diagrama HR.
No final da fase de gigante vermelha, a estrela ejeta suas
camadas externas, formando uma
nebulosa planetária, enquanto que o objeto central (a maior parte da massa da estrela
original) transforma-se em uma estrela anã
branca.
A anã branca éestágio terminal
para esse tipo de estrela, pois a
partir daí não mais ocorrem reações
nucleares e o objeto se torna uma anã negra.
O objeto SDSS 1102+2054 é uma anã-branca com forte presença de oxigênio.
Evolução no diagrama HR de estrelas de massa pequena ou intermediária, da sequência principal até a fase de anã branca.
As estrelas de grande massa têm uma evolução mais rápida e dramática.
Deixam a sequência principal em direção ao
ramo das supergigantes, explodindo posteriormente
como uma supernova.
Existem limites para a massa das estrelas, que
geralmente não ultrapassam 100 massas solares.
A onda de choque da supernova pode iniciar a formação de estrelas em outras nuvens
interestelares. Os restos do núcleo podem formar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro,
dependendo da massa da estrela original.
Na estrela de nêutrons a atividade de explosões nucleares acabou. A força de gravidade se torna imensa e comprime a
matéria dentro de uma esfera de raio equivalente a uma cidade como São Paulo, algumas dezenas de quilômetros.
Devido aos efeitos da enorme pressão, elétrons e prótons se fundem em nêutrons
Estes nêutrons estão tão comprimidos devido à pressão, que muitos dizem que a estrela de nêutrons é um único núcleo
atômico, gigantesco. Para vocês terem uma idéia, é tanta matéria num espaço tão pequeno, que se pudéssemos cortar um cubo de um cm de aresta da estrela e pesar numa balança, com certeza
esta balança teria que medir numa escala de milhares de toneladas.
Este corpo extremamente massivo, devido a uma lei da conservação de momento angular, gira muito rápido.
Seu período de rotação varia de milésimos de segundo atépoucos segundos. A velocidade na superfície destas estrelas
chega a ser décimos da velocidade da luz, 300000 km/s.
Um campo magnético muito forte também pertence a estas estrelas, a pouca radiação que escapa da sua superfície, na forma de ondas de rádio, raios
gama, etc, sai pelos pólos norte ou sul magnéticos, onde o campo magnético, assim como num imã, converge.
Quando um destes feixes de radiação que saem dos pólos édirecionado para a Terra, devido à rotação da estrela,
conseguimos observar um pulso nos nossos detectores de rádio. Um pulso periódico e muito preciso, mais preciso que o melhor de
nossos relógios.
Quando as estrelas de nêutrons foram
descobertas, na década de 60, acreditou-se de se tratar de um sinal de
extraterrestres, devido a sua extrema precisão nos
pulsos.
Buracos Negros
E o que são quasares???
Um quasar (quase-estelar) éum objeto astronômico distante
e poderosamente energético com um núcleo galáctico ativo,
de tamanho maior que o de uma estrela, porém menor do
que o mínimo para ser considerado uma galáxia.
Existem evidências de que os quasares se afastam da Via Láctea e que podem expelir parte de sua massa em jatos (formados por partículas de alta energia)
de velocidade próxima a da luz. Só foi possível perceber sua existência porque eles emitem ondas de rádio
captáveis por nossos radiotelescópios. As imagens que são mostradas não são digitais e sim apenas uma representação dedutiva de seu molde.
Pulsar em Remanescente de Supernova -Messier 1
Observada pelos chineses no ano 1054, essa supernova dominou o céu boreal durante alguns meses. Hoje seus restos se expandem a velcidades incríveis e, em seu coração, bate acelerado um pulsar, uma estrela de neutrons. O pulsar
gira a cada 0.033 segundos e tem algumas milhas de diâmetro. Na imagem é a mais fraca das duas estrelas geminadas próximas ao centro da nebulosa.
Quasar PKS 2000-330
Aqui podemos ver a diminuta imagem desse, supostamente, longínquo objeto, situado nos
confins do universo observável
Aglomerados Estelares
A infância de um grupo de estrelas jovens é denominada como aglomerados abertos. Para o aglomerado das Plêiades (idade estimada em 10E8 anos) observa-se ainda alguns eventos de perda de massa em algumas de suas
estrelas. Um outro tipo de aglomerado estelar é chamado aglomerado globular, como o
Omega Centauri. Este tipo é formado por estrelas muito antigas.
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