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domingo, 10 de julho de 2011

O Universo Episódio - Vida e Morte de uma Estrela (Discovery Channel)


Evolução Estelar

Em astronomia, evolução estelar é a sequência de mudanças que uma estrela sofre durante seu tempo de vida, os milhares, milhões ou bilhões de anos durante os quais ela emite luz e calor. Durante o curso deste tempo, a estrela irá mudar radicalmente.

A evolução estelar não é estudada pela observação do ciclo de vida de uma simples estrela; a maioria das mudanças estelares ocorre tão vagarosamente que só seriam detectáveis depois de muitos e muitos séculos. Ao invés disto, astrofísicos tentam entender como as estrelas evoluem pela observação de numerosas estrelas, cada uma em um diferente ponto da vida do ciclo da vida, e simulando estrutura estelar com modelos de computadores.

Nascimento

A evolução estelar começa com uma nuvem molecular gigante (NMG), também conhecida como uma berçário estelar. A maior parte do espaço 'vazio' interno de uma galáxia sempre contem em torno de 0,1 a 1 partículas por cm³, mas dentro de uma NMG, a densidade típica é uns poucos milhões de partículas por cm³. Uma NMG contém 100 000 a 10 000 000 vezes mais massa do que nosso Sol em virtude do seu tamanho: 50 a 300 anos-luz de comprimento.

Tal como uma NMG, um dos vários eventos devem ocorrer para causar o colapso gravitacional. NMGs devem colidir com outras, ou passar através de uma região densa de um braço espiral. Uma vizinhança de uma explosão de supernova pode ser um gatilho, enviando um choque de matéria dentro de uma NMG a velocidades muito altas. Finalmente, uma colisão galáctica pode iniciar uma explosão de formação estelar quando as nuvens de gás em cada galáxia são comprimidas e agitadas pela colisão.

Uma NMG colapsada fragmenta-se durante o evento, quebrando-se em pedaços cada vez menores. Fragmentos com massas menores que 50 massas solares são capazes de formar estrelas. Neste fragmentos, o gás é aquecido por este colapso devido à energia potencial gravitacional, e estas nuvens podem formar uma proto-estrela com a forma de um objeto esférico rotacional.

Este estágio inicial da existência é sempre invariavelmente oculto profundamente em uma densa nuvem de gás e poeira. Frequentemente, berçários de formação estelar podem ser vistos com uma silhueta contra a emissão de gás brilhantes em suas redondezas, sendo conhecidos como Bok globules.

As proto-estrelas muito pequenas nunca alcançam temperaturas suficientemente altas para a fusão nuclear começar, sendo chamadas de anãs marrons. O limite exato entre estrelas e anãs marrons depende de sua composição química, aquelas com grande metalicidade (relativa abundância de elementos mais pesados que hidrogênio e hélio) têm um limite mais baixo. Para um objeto com metalicidade próxima da do Sol, o limite é aproximadamente 0,075 massas solares. Anãs marrons maiores do que 13 vezes a massa de Júpiter podem fundir deutério, e alguns astrônomos preferem chamar apenas esses objetos de anãs marrons, classificando tudo maior do que um planeta mas menor do que isso como objeto sub-estelar. Ambos os tipos morrem lentamente, esfriando gradualmente durante centenas de milhões de anos.

A temperatura central nas proto-estrelas mais massivas, contudo, irá eventualmente atingir 10 megakelvins, ponto em que o hidrogênio começa a se fundir formando o hélio e a estrela começa a brilhar. O início da fusão nuclear estabelece um equilíbrio hidrostático no qual a energia liberada pelo núcleo se opõe ao colapso gravitacional. A estrela então pode existir em um estado estável. Para vencer a barreira coulombiana é necessária uma pressão externa aos núcleos de hidrogênio. Na prática, não existe uma força atrativa que vença a repulsão entre os núcleos de hidrogênio devido à força eletrostática oriunda dos prótons do núcleo. Para que a barreira seja quebrada, a pressão externa deve ser maior que a repulsão. Essa força é resultante da pressão de radiação que permeia o universo. Esta radiação proveniente das outras estrelas, age desde a superfície externa da proto-estrela até as profundezas do núcleo, provocando uma reação em cascata sobre todos os átomos da nebulosa desencadeando a fusão dos núcleos de hidrogênio.

Para ler mais sobre Evolução Estelar clique aqui.

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