Um pouco da história das descobertas

Posted in Uncategorized on julho 6, 2009 by khrauser

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Nicolau Copérnico postulou a teoria heliocêntrica com órbitas planetárias concêntricas.Kepler , se baseando nas teorias de Copérnico notou um pequeno distúrbio que não podia ser explicada com órbitas concêntricas , então postulou que as órbitas deveriam ser elípticas, mas se deparou com um problema, quando os planetas aproximavam se da estrela ( sol ), eles aceleravam a sua velocidade.A resposta para a aceleração dos planetas quando se aproximam do sol surgiu quando Isaac Newton, desvendou as leis fundamentais que regem a natureza.

A gravidade respondeu por muitos anos a maior parte das questões.

Einstein assim como a maior parte dos cientistas que o precederam acreditava que o universo era eterno, estático e não tivera um inicio, porem a sua teoria da relatividade geral ia de encontro com a sua crença.O padre católico George Lemitre, estudou as teorias de Einstein e notou que as teorias indicavam um unirverso altamente agitado e em expansão, e se estava expandido era porque ele tivera um inicio num ponto altamente concentrado, quente e denso, chamou esse ponto de “ovo primordial” que seria algo que aconteceu momentos antes do big bagn ( teoria que iria nascer alguns anos depois ), mas sem a pretensão de provar o que havia antes ou o que aconteceu para gerar esse fenômeno.Essa teoria não foi muito aceita por ele ser um padre católico e o papa da época ter aproveitado a idéia para dizer que isso era o gênesis e essa teoria quase entrou em esquecimento.Quando Edwin hubble notou que as galáxias estavam realmente em expansão , a teoria do ovo primordial teve nova força, e isso fez o teórico do universo estático e estacionário chamar pejorativamente de big bang.

E como provar que houve essa tal super explosão?

Procurando o calor ou o ruído dessa explosão, então foi pesquisado e encontrado tal ruído.Enquanto novas observações iam explicando e comprovando a teoria do big bang que não tem a função de explicar ou comprovar o que causou, como causou a explosão, ou o que havia antes dela, a teoria do big bang tenta explicar apenas o que aconteceu após a explosão.Porem havia um problema, segundo o big bang o universo deveria ter temperaturas diferentes e não é o caso, alem do que não explicava como surgiu os elementos pesados ( nitrogênio , oxigênio e carbono ).O surgimento dos elementos pesados foi respondido, teorizando que tais elementos eram criados nos núcleos atômicos das estrelas e distribuídos pelo universo quando as estrelas morrem e ou explodem liberando a matéria do seu núcleo.Teria que te acontecido algo antes do big bang, que explicasse porque o universo tem uma temperatura uniforme.Foi postulado que antes do big bang, nasce a teoria da inflação do universo, e isso aconteceu numa velocidade maior que a da luz!Mas como pode haver ou ter existido uma velocidade superior da luz, que segundo as teorias de Einstein, a luz é uma constante universal.Foi especulado então que, antes do big bang, antes de haver as quatro forças primordiais ( Gravidade, eletromagnetismo, nuclear forte e nuclear fraca ), havia uma força que fundia as quatro forças básicas e isso a desintegração dessa energia máxima teria possibilitado a inflação do universo ocorrer a uma velocidade maior que a da luz e também possibilitaria a distribuição da temperatura uniforme pelo universo.

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Para entender !

Posted in Uncategorized on julho 6, 2009 by khrauser

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BIG BANG

O espaço, tempo, energia e matéria devem ter vindo a existência 13,7 bilhões de anos atrás no evento chamado de Big Bang. Em seus primeiros momentos o universo era infinitamente denso, inimaginavelmente quente e continha energia pura. Mas dentro de uma ínfima fração de segundo, surgiu um vasto número de partículas fundamentais, criadas a partir de energia, a medida que o universo resfriava.Numas poucas centenas de milhares de anos estas partículas se combinaram para formar os primeiros átomos.

NO PRINCIPIO

O big bang não foi uma explosão no espaço mas uma expansão que ocorreu em toda parte.Os físicos ainda não sabem o que aconteceu no primeiro instante depois do Big Bang, a Era de Planck mas no final deste período a gravidade, havia se libertado das outras forças da natureza seguida pela força nuclear Forte. Acredita se que este evento originou a “inflação”, uma expansão curta porém rápida. A inflação ajuda a explicar como o universo parece ser tão homogêneo e plano. Durante a inflação surgiu uma quantidade fantástica de massa-energia em contraposição a uma quantidade igual porém negativa de energia gravitacional. No final da inflação a matéria começou a aparecer.

Matéria Escura

Posted in Uncategorized on julho 3, 2009 by khrauser

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A evidência de que a energia escura é predominante no Universo actual tem origem essencialmente em dois tipos de observações. Por um lado, as observação relativas às anisotropias da radiação cósmica de fundo permitem-nos concluir que o Universo é plano pelo que a sua densidade de energia será igual à chamada densidade crítica. Existe ainda um conjunto distinto de observações que indicam que a densidade da matéria ordinária e da matéria escura contribuem com apenas cerca de 30% da densidade critíca. Por outro lado, a determinação da relação distância-luminosidade nas Supernovas do tipo IA indica que o Universo está em expansão acelerada. Esta aceleração é normalmente atribuída à presença da energia escura. Enquanto a matéria está associada a uma força gravitacional atractiva que tende a tornar a expansão do Universo mais lenta, a energia escura é repulsiva e tende a acelerar a expansão. Combinados, esses resultados sugerem que cerca de 70% do Universo é constituído por energia escura e cerca de 30% por matéria, sendo que aproximadamente 25% é matéria escura e 5% matéria ordinária. No entanto, não se conhece qual a natureza desta energia escura. Do ponto de vista observacional é fundamental determinar se a densidade de energia escura é constante no tempo ou dinâmica, variando muito lentamente no tempo, tendo já sido propostas várias missões que se propõem levar a cabo esta tarefa. Em qualquer dos casos, existem já vários modelos teóricos que pretendem explicar a natureza e evolução da energia escura. Contudo, a sua existência dá origem a problemas técnicos difíceis do ponto de vista teórico, cuja resolução terá muito provávelmente consequências revolucionárias para a cosmologia e para a física fundamental. Em particular, a evolução da densidade de energia escura determina o destino do Universo; se esta for constante ele continuará a expandir-se de forma acelerada, se não for ele deverá recolapsar, eventualmente até de uma forma catastrófica.

Buracos negros e brancos o que são essas coisas ?

Posted in Uncategorized on julho 3, 2009 by khrauser

buraco-negro

De forma muito simplista, um buraco negro é uma região no espaço que contém tanta massa concentrada que nenhum objeto consegue escapar de sua atração gravitacional. Como a melhor teoria gravitacional no momento ainda é a Teoria da Relatividade Geral de Einstein, somos obrigados a mergulhar em alguns dos resultados preditos por essa teoria para entender alguns detalhes de um buraco negro, mas vamos começar devagar, pensando sobre a gravidade em circunstâncias relativamente simples. Suponha que você está na superfície de um planeta. Você atira uma pedra para cima. Supondo que você não atire muito forte, ela subirá por algum tempo, mas eventualmente a aceleração devida à gravidade do planeta vai faze-la descer de novo. Se você atirar a pedra com força suficiente, no entanto, você poderia faze-la escapar inteiramente da gravidade do planeta. A pedra continuaria a subir para sempre. A velocidade com que é necessário atirar a pedra para que ela escape da atração gravitacional do planeta é chamada de “velocidade de escape”. Como seria de esperar, a velocidade de escape depende da massa do planeta: se o planeta for extremamente massivo, sua gravidade é muito intensa, e a velocidade de escape muito elevada. Um planeta mais “leve” teria uma velocidade de escape inferior. A velocidade de escape também depende da distância a que você se encontra: quanto mais perto você estiver, maior a velocidade de escape. A velocidade de escape da Terra é de 11,2 km/s, enquanto que a velocidade de escape da Lua é de apenas 2,4 km/s. Imagine agora um objeto com tamanha massa, concentrada num raio pequeno de tal forma que sua velocidade de escape seja maior que a velocidade da luz. Neste caso, uma vez que nada pode se deslocar mais rapidamente que a luz, nada poderá escapar do campo gravitacional desse objeto. Mesmo um raio de luz seria puxado de volta gravidade e não teria como escapar. A idéia de uma concentração de massa tão densa que até mesmo a luz ficasse aprisionada vai bem ao passado, até Laplace, no século XVIII. Quase imediatamente em seguida de Einstein ter desenvolvido a Relatividade Geral, Karl Schwarzschild descobriu uma solução matemática para as equações daquela teoria que descreviam um tal objeto. Foi somente muito mais tarde, com o trabalho de cientistas como Oppenheimer (o mesmo do Projeto Manhattan, da bomba atômica americana), Volkoff e Snyder, na década de 30, que se começou a pensar seriamente na possibilidade de que tais objetos pudessem realmente existir no Universo. Esses pesquisadores mostraram que, quando uma estrela suficientemente massiva consome todo o seu combustível, ela perde a capacidade de sustentar o encolhimento devido à sua própria atração gravitacional, e então desaba sobre si própria na forma de um buraco negro. Na relatividade geral a gravidade é uma manifestação da curvatura do espaço-tempo. Objetos massivos distorcem as dimensões do espaço e tempo de tal forma que as regras normais da geometria não se aplicam mais. Perto de um buraco negro esta distorção do espaço é extremamente intensa, provocando o aparecimento de certas propriedades muito estranhas. Em particular, um buraco negro tem algo que se chama “horizonte de eventos”, que é uma superfície esférica que marca as fronteiras do buraco negro. Você pode passar através do horizonte de eventos no sentido de entrada, mas depois não pode sair mais. Na verdade, uma vez cruzado o horizonte de eventos, você está inexoravelmente fadado a se aproximar cada vez mais da “singularidade” localizada no centro do buraco negro. Você pode pensar no horizonte de eventos como um lugar em que a velocidade de escape é igual à velocidade da luz. Fora do horizonte de eventos, a velocidade de escape é menor do que a da luz , de modo que se você acionar seus foguetes com força suficiente poderá obter a energia necessária para escapar do buraco negro. Mas se você se encontrar dentro do horizonte de eventos, não importa quão potentes sejam seus foguetes, pois você não poderá escapar. O horizonte tem algumas propriedade geométricas realmente estranhas. Para um observador que esteja imóvel a alguma distância do buraco negro, o horizonte parece ser uma superfície esférica tranqüila e estática. Mas à medida que você se aproximar do horizonte, perceberá que ele está se movendo a uma velocidade espantosa. Na verdade, está se expandindo à velocidade da luz! Isto explica porque é tão fácil atravessar o horizonte na direção para dentro mas impossível retornar. Como o horizonte está se movendo à velocidade da luz, para poder escapar de volta através dele você teria que viajar a uma velocidade superior a da luz. Como você não pode viajar a uma velocidade maior que a da luz, você não pode escapar do buraco negro. Se toda esta história estiver soando muito estranha, não se preocupe. Ela é estranha. O horizonte é estático, num certo sentido, mas noutro sentido ela está se deslocando à velocidade da luz. É um pouco como aquela estória de Alice no País das Maravilhas: ela tinha que correr tão rápido quanto possível, apenas para permanecer no mesmo lugar. Uma vez dentro do horizonte, o espaço-tempo é tão distorcido que as coordenadas que descrevem a distancia radial e tempo trocam suas posições, ou seja, a coordenada que descreve a sua distancia do centro, “r”, passa a ser uma coordenada do tipo tempo, e a coordenada “t” passa a ser do tipo espacial. Uma conseqüência disto é que você não consegue mais evitar o seu deslocamento no sentido de valores cada vez menores de “r”, da mesma forma como normalmente não consegue evitar o deslocamento da coordenada de tempo na direção do futuro (ou seja, no sentido de valores maiores de “t”). Eventualmente você vai atingir a singularidade, localizada em r=0. Você pode tentar evitá-la acionando seus foguetes, mas é inútil: não importa a direção em que você tente fugir, não conseguirá evitar seu futuro. Tentar evitar o centro de um buraco negro depois de ter atravessado seu horizonte é como tentar evitar a próxima segunda-feira. Por falar nisso, o nome “buraco-negro” foi inventado por John Archibald Wheeler, e parece ter ficado mesmo por ser muito mais atraente dos que os anteriores. Antes de Wheeler aparecer, esses objetos eram conhecidos como “estrelas congeladas”.

Você sabe como se formam os buracos negros?

As estrelas nascem, evoluem e morrem. A fase final da evolução de uma estrela vai depender da massa inicial da estrela e se elas evoluem isoladas ou em um sistema binário fechado (em que as estrelas estão próximas entre si). Estas fases são: 1. Se a massa inicial da estrela for menor que 3M (onde M é a massa do sol) e depois da fase de gigante vermelha a estrela perde massa e forma uma anã branca, com m < 1,4M. Neste caso ocorre a degenerescência eletrônica (os átomos perdem os seus elétrons); 2. Se a massa inicial for maior que 3M, a estrela, após a fase de gigante vermelha, explode como supernova, podendo ou não Ter um “caroço” no centro. Se a massa deste “caroço” for menor que 2M ele se transforma numa estrela de nêutrons quando teremos degenerescência nuclear (elétrons e prótons se fundem em nêutrons); 3. Se massa do “caroço” após a explosão de supernova for maior que 2M, o “caroço” se colapsa a um buraco negro. Se a estrela evoului num sistema binário fechado, há transferência de matéria entre as estrelas de forma que muitas vezes uma delas acumula uma grande massa que provoca sua explosão como supernova. O resultado mais provável é a formação de uma estrela de nêutrons a partir do “caroço” que sobra da explosão, mas existem sistemas duplos, como Cygnus X-1 em que a componente compacta parece ser um buraco negro.  

Buraco branco:

Do ponto de vista da astrofísica, um buraco branco é o oposto de um buraco negro. Mas isso só vale mesmo de forma conceitual, porque, na prática, não existe nenhuma comprovação da existência de buracos brancos no espaço. Eles nada mais são do que uma conseqüência hipotética da Teoria da Relatividade – aquela do Einstein mesmo. Complicado, né?! Vamos tentar, então, colocar a coisa de uma forma mais simples, para desespero dos astrofísicos. Você já deve ter ouvido que um buraco negro suga toda a matéria e a luz ao seu redor, fazendo com que elas simplesmente desapareçam. No passado, alguns astrofísicos acreditavam que essa matéria poderia entrar pelo buraco negro e aparecer em outro universo, através de um buraco branco. Ele seria, portanto, uma espécie de lado oposto do buraco negro: um lugar onde energia e matéria apareceriam espontaneamente. “Essa teoria parte do princípio de que existam outros universos, além do nosso. Só que até hoje nem a existência desses outros universos é comprovada. Muito menos a dos buracos brancos”, diz o astrônomo Jacques Lepini, da USP. Em função da falta de comprovações da existência dos buracos brancos, esse assunto foi pouco a pouco sendo deixado para trás pelos astrofísicos, que preferiam queimar seus neurônios em temas mais paupáveis, embora, para nós, mortais, nenhum assunto astrofísico pareça muito paupável… Conclusão: além de não existir na prática, o buraco branco está sumindo em teoria.

O que é uma estrela ?

Posted in Uncategorized on julho 2, 2009 by khrauser

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Vamos dividir antes de mais nada esse texto também em tópicos para ser mais fácil a pesquisa direta de um determinado assunto.
1. 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.
2. A grande diferença entre planetas e estrelas: Planeta (em oposição à estrela) é um corpo em cujo interior as condições de temperatura e pressão não são suficientes para sustentar, de forma continuada, as reações de fusão nuclear responsáveis pela luz das estrelas. Como a temperatura e pressão internas dependem basicamente da massa total do corpo, este é o parâmetro que determina qual tipo de corpo, se estrela ou planeta, ele se tornará. Assim, corpos que durante sua formação consigam acumular uma massa maior que 0.08 massas solares (~80 massas de Júpiter) se tornam estrelas, enquanto aqueles que não conseguem crescer além de umas 13 massas de Júpiter se tornam planetas. Entre estes dois limites estão objetos conhecidos como anãs marrons, limítrofes entre os planetas gigantes e as estrelas de menor massa, os quais podem ter, episodicamente e de forma ineficiente, processos de fusão ocorrendo em seu interior.
O fator que limita o crescimento das proto-estrelas (ou dos proto-planetas) é meramente a quantidade de matéria disponível em sua vizinhança durante sua formação. A composição da nuvem onde se dá esse crescimento tem muito pouca influência em determinar se objeto será um planeta ou uma estrela, já que mais de 90% da matéria no universo está sob a forma de átomos de hidrogênio, mas dela dependem os tipos de planetas ou estrelas que podem ali se formar. Para que existam planetas como a Terra, por exemplo, é necessário que a nuvem seja relativamente rica em elementos pesados. Como todos os elementos mais pesados que o lítio foram necessariamente formados em interiores de estrelas, qualquer planeta ou estrela que os contenha é composto, ao menos em parte, por matéria ejetada durante os estágios finais de estrelas massivas.
No caso do sistema solar, se acredita que os planetas se formaram a partir do material da nuvem proto-solar durante os estágios finais da formação do Sol. A abundância de elementos pesados, presentes tanto nos planetas como no próprio Sol, indica que a nuvem proto-solar havia sido previamente enriquecida por matéria ejetada por uma ou mais estrelas.
3. 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.
4. 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.
Abaixo estão detalhes maiores desta história.
Toda estrela típica é formada, basicamente, por uma mistura de muito hidrogênio e um pouco de hélio, que são os elementos químicos mais simples e abundantes do Universo. O Sol produz sua luz e seu calor (o que chamamos genericamente de sua energia) transformando hidrogênio, o mais simples dos elementos, em hélio, que é o segundo mais simples dos elementos. Dizemos que o hidrogênio é “queimado”. O hélio produzido vai se acumulando no centro da estrela.
Quando o Sol não conseguir mais queimar hidrogênio, ou melhor, quando já tiver queimado quase todo o hidrogênio que ele poderia queimar, ele irá possuir muito hélio em seu centro e, não podendo mais produzir tanta energia quanto antes, não conseguirá novamente sustentar a “queda” da nuvem sobre ela mesma. Assim, ele voltará a cair sobre ele mesmo, da mesma forma que aconteceu até ele “nascer”. Isto vai fazer com que ele vá apertando ainda mais o seu centro. Vai apertar tanto que ele vai conseguir queimar o hélio acumulado no seu centro, ou seja, o seu centro será então um reator de hélio da mesma forma como havia sido um reator de hidrogênio. Da mesma forma que queimando hidrogênio ele conseguia produzir hélio, queimando hélio ele agora produz carbono. E a queima do hidrogênio, terá acabado de todo? Não! A queima do hidrogênio continuará a acontecer somente numa camada ao redor do centro, como uma casca. E essa queima de hidrogênio nesta casca fará com que os gases de sua atmosfera se expandam. O Sol já não será uma estrela típica: ele se tornará uma gigante vermelha. Gigante porque sua atmosfera irá se expandir, e muito. O Sol hoje é uma bola muito grande, tem um raio de um milhão de quilômetros. Mas quando se tornar uma estrela gigante este raio pode crescer até cerca de 100 milhões. Vai ficar imenso! A Terra está hoje a um pouco menos de 150 milhões de quilômetros do Sol. Ele vai ocupar a maior parte da distância que hoje nos separa dele! Bom, e por que vermelha? Voce já deve ter reparado que uma chama pode ter diferentes cores. Existem vários fatores que determinam estas cores. Mas no caso das estrelas, a cor é determinada pela temperatura. A cada cor corresponde uma temperatura! Vermelho é uma cor típica de temperaturas em torno de 2500 a 3500 graus. Esta será a temperatura da gigante em que o Sol terá se tornado. A temperatura da superfície do Sol hoje é de cerca de 6.000 C e a cor associada a esta temperatura é o alaranjado que nós vemos. Mas esta fase de gigante vermelha durará pouco. O estágio seguinte será o de uma nova contração e o Sol se tornará uma bola do tamanho da Terra isto é com um raio de apenas 6.000 quilômetros, mas muito brilhante. ele será agora algo que é chamado de Anã Branca. O que antes era a superfície da gigante vermelha agora ficará livre e irá se expandir, formamdo uma nuvem esférica imensa no espaço. Nessa fase o Sol não produzirá mais energia através da queima de nenhum material e a sua luz virá exclusivamente da energia acumulada durante toda a sua vida. Lentamente ele irá esfriando.
E terá sido a morte de mais uma estrela no Universo. Por outro lado, se as estrelas não existissem e não morressem, o Universo não teria os elementos químicos necessários para formar a vida.
Como isto pode se dar?
Grande parte dos elementos químicos do Universo (como o oxigênio, carbono, ferro etc) são produzidos no interior de estrelas muito maiores que o Sol. Essas estrelas evoluem de maneira diferente da forma como o Sol evolui e morrem em explosões fantásticas: são as supernovas. Nesta explosão são liberados vários dos elementos que a estrela produziu durante sua vida, ao mesmo tempo que outros elementos são produzidos na própria explosão. Este material liberado poderá vir a formar planetas rochosos como a Terra. Todos nós, feitos de carbono, oxigênio, e outros elementos químicos, somos poeira de estrelas mortas . Por fim, mais uma coisa: foi dito no início que a geração de uma estrela começava quando uma nuvem muito grande no espaço era perturbada. Muitas vezes o que causa a perturbação desta nuvem é a explosão de uma estrela.
A morte de uma estrela pode provocar o nascimento de outras! O nosso Sol tem todas as características de ter nascido desta forma.