As estrelas são corpos celestes que estão em constante processo de modificação. Esse fenômeno se caracteriza como evolução estrelar, que consiste na observação das transformações das estrelas durante seu ciclo de vida. Essa sequência de mudanças ocorre de forma vagarosa e pode levar bilhões de anos, portanto os estudos se baseiam em análises elaboradas com modelos de computadores.
A primeira etapa da evolução estrelar é o nascimento de uma estrela. Normalmente, esse fato ocorre numa região denominada berçário estrelar, onde há gigantescas nuvens moleculares formadas por gás e poeira. A ação da gravidade é responsável pela junção dos gases com a poeira, ocasionando a perda das partes mais densas da nuvem molecular.
Posteriormente, um pedaço dessa junção de gases com poeira ganha densidade e calor, tornando-se uma espécie de disco. Após milhões de anos, esse disco atinge temperatura e densidade tão altas que seus átomos de hidrogênio se transformam em hélio. Essa etapa marca o início da fusão nuclear e o surgimento da estrela.
As fusões nucleares não cessam e são responsáveis pela mudança estrutural das estrelas. O hidrogênio é o principal “combustível” para as reações nesses corpos celestes, porém, quando ele acaba, o hélio passa a desempenhar tal função, provocando a expansão e o aumento de energia no interior das estrelas. Com o núcleo bastante aquecido, elas aumentam o tamanho e ficam com luminosidade avermelhada, sendo conhecidas como gigante vermelha.
Em seguida, o tamanho será determinante para o destino dessas estrelas. Para aquelas com massa igual a do Sol, o fim do ciclo é a transformação em uma estrela anã branca, formada de carbono e oxigênio. Para os corpos celestes com tamanho superior ao do Sol, o fim do ciclo de vida pode ter dois desfechos diferentes: a explosão termonuclear da estrela pode ocasionar o surgimento de um buraco negro ou originar estrelas de nêutrons.
Evolução estrelar é o processo constante de mudança da estrela, que consiste na observação de suas transformações durante os seus milhões, bilhões de anos. Para que se possa estudar uma estrela o cientista precisa usar métodos através de sistemas de computadores, pois o ciclo de vida de uma estrela é bem maior do que nos seres humanos. O nascimento de uma estrela é a primeira etapa, e ocorre assim nos lugares que existem gigantescas nuvens moleculares formadas por gás e poeira, a ação da gravidade junta os gases com a poeira, ocasionando perda de algumas partes mais densas da nuvem molecular. Um pedaço dessa junção ganha densidade e calor, que se torna uma espécie de disco, após milhões de anos esse disco atinge temperaturas muito altas, e seus átomos de hidrogênio se transformam em hélio. Daí começa a fusão nuclear e o surgimento da estrela. Durante todo esse tempo novas estrelas surgem, e aparecem em variados tamanhos e cores, elas variam no tipo do espectro do quente e azul para o frio e vermelho. Sua cor e seu brilho dependem muito da temperatura superficial, que depende da massa. No diagrama de H.R, na seqüência principal cairá em um ponto específico, uma nova estrela que são as anãs vermelhas, elas são menores e frias que queimam o hidrogênio, elas vão permanecer na seqüência principal por centenas de bilhões de anos, enquanto isso as estrelas super gigantes, que são quentes e com muita massa deixarão a seqüência principal logo após milhares de anos. As estrelas de tamanho médio como o sol, permanecerão na seqüência por cerca de dez bilhões de anos. O sol possui a metade dessa idade, e se encontra na seqüência principal do diagrama de H.R. As estrelas que não realizam fusão de hidrogênio não se encontram na seqüência principal. O tempo de vida de uma estrela depende muito de sua massa. Quando o núcleo esta muito quente, as camadas aumentam enormemente, então a estrela se torna uma gigante vermelha a maioria delas são estrelas variáveis. Uma estrela de tamanho médio, quando alcança a fase gigante vermelha suas camadas externas ainda continuam a se expandir. As anãs brancas são estrelas estáveis, pois sua atração com a gravidade é balanceada. Sem combustíveis para queimar, o calor de sua radiação a mentem aquecida por muitos milhões de anos. No fim, o que resta são massas escuras e frias, e algumas vezes são chamadas de anãs negras. No universo não existe nenhuma anã negra, pois ele não é velho o suficiente. Se as anãs brancas crescerem acima do limite, com uma massa de 1,4 maior que a do sol, a sua pressão falha em conter o colapso. A transferência de massa em um sistema binário pode causar um aumento de massa. Isto leva a anã branca a se transformar em uma super nova. A super nova gerada através da anã branca pode ser muito mais forte do que uma super nova do tipo II, marcando a morte de uma estrela com muita massa. A estrela super massiva tem as camadas como de uma cebola, quando suas camadas externas crescem mais do que cinco massas solares, ela incha em uma super gigante vermelha. A estrela dá o processo para os elementos mais pesados na tabela periódica, o que ocorre depois disso não está ainda claramente, mas o que se sabe é que isto causa uma tremenda explosão de super nova em uma fração de segundos. Com o surgimento de neutrinos, se inicia uma onda de choque. As ondas de choque e os jatos de neutrinos jogam o material para longe da estrela, para o espaço interestelar. O material das super novas colide com outros restos estelares, talvez para formar novas estrelas, planetas ou até mesmo luas. As estrelas de nêutrons são aquelas que o núcleo inteiro se torna uma bola de nêutrons ou um gigantesco núcleo atômico, são estrelas extremamente pequenas não maiores que o tamanho de uma cidade grande. Seu período de revolução pode ser muito curto, algumas giram a cima de seiscentas revoluções por segundos. Algumas delas são conhecidas como pulsares, e foram as primeiras estrelas de nêutrons a serem descobertas. Se a estrela tem a massa alta, os nêutrons são esmagados, o raio se tornará pequeno e a estrela se tornará um buraco negro. O buraco negro tem uma força muito forte no universo, nem mesmo a luz consegue escapar de um buraco negro, pois ele não pode emitir nenhum tipo de luz.
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As estrelas são corpos celestes que estão em constante processo de modificação. Esse fenômeno se caracteriza como evolução estrelar, que consiste na observação das transformações das estrelas durante seu ciclo de vida. Essa sequência de mudanças ocorre de forma vagarosa e pode levar bilhões de anos, portanto os estudos se baseiam em análises elaboradas com modelos de computadores.
A primeira etapa da evolução estrelar é o nascimento de uma estrela. Normalmente, esse fato ocorre numa região denominada berçário estrelar, onde há gigantescas nuvens moleculares formadas por gás e poeira. A ação da gravidade é responsável pela junção dos gases com a poeira, ocasionando a perda das partes mais densas da nuvem molecular.
Posteriormente, um pedaço dessa junção de gases com poeira ganha densidade e calor, tornando-se uma espécie de disco. Após milhões de anos, esse disco atinge temperatura e densidade tão altas que seus átomos de hidrogênio se transformam em hélio. Essa etapa marca o início da fusão nuclear e o surgimento da estrela.
As fusões nucleares não cessam e são responsáveis pela mudança estrutural das estrelas. O hidrogênio é o principal “combustível” para as reações nesses corpos celestes, porém, quando ele acaba, o hélio passa a desempenhar tal função, provocando a expansão e o aumento de energia no interior das estrelas. Com o núcleo bastante aquecido, elas aumentam o tamanho e ficam com luminosidade avermelhada, sendo conhecidas como gigante vermelha.
Em seguida, o tamanho será determinante para o destino dessas estrelas. Para aquelas com massa igual a do Sol, o fim do ciclo é a transformação em uma estrela anã branca, formada de carbono e oxigênio. Para os corpos celestes com tamanho superior ao do Sol, o fim do ciclo de vida pode ter dois desfechos diferentes: a explosão termonuclear da estrela pode ocasionar o surgimento de um buraco negro ou originar estrelas de nêutrons.
Evolução estrelar é o processo constante de mudança da estrela, que consiste na observação de suas transformações durante os seus milhões, bilhões de anos. Para que se possa estudar uma estrela o cientista precisa usar métodos através de sistemas de computadores, pois o ciclo de vida de uma estrela é bem maior do que nos seres humanos. O nascimento de uma estrela é a primeira etapa, e ocorre assim nos lugares que existem gigantescas nuvens moleculares formadas por gás e poeira, a ação da gravidade junta os gases com a poeira, ocasionando perda de algumas partes mais densas da nuvem molecular. Um pedaço dessa junção ganha densidade e calor, que se torna uma espécie de disco, após milhões de anos esse disco atinge temperaturas muito altas, e seus átomos de hidrogênio se transformam em hélio. Daí começa a fusão nuclear e o surgimento da estrela. Durante todo esse tempo novas estrelas surgem, e aparecem em variados tamanhos e cores, elas variam no tipo do espectro do quente e azul para o frio e vermelho. Sua cor e seu brilho dependem muito da temperatura superficial, que depende da massa. No diagrama de H.R, na seqüência principal cairá em um ponto específico, uma nova estrela que são as anãs vermelhas, elas são menores e frias que queimam o hidrogênio, elas vão permanecer na seqüência principal por centenas de bilhões de anos, enquanto isso as estrelas super gigantes, que são quentes e com muita massa deixarão a seqüência principal logo após milhares de anos. As estrelas de tamanho médio como o sol, permanecerão na seqüência por cerca de dez bilhões de anos. O sol possui a metade dessa idade, e se encontra na seqüência principal do diagrama de H.R. As estrelas que não realizam fusão de hidrogênio não se encontram na seqüência principal. O tempo de vida de uma estrela depende muito de sua massa. Quando o núcleo esta muito quente, as camadas aumentam enormemente, então a estrela se torna uma gigante vermelha a maioria delas são estrelas variáveis. Uma estrela de tamanho médio, quando alcança a fase gigante vermelha suas camadas externas ainda continuam a se expandir. As anãs brancas são estrelas estáveis, pois sua atração com a gravidade é balanceada. Sem combustíveis para queimar, o calor de sua radiação a mentem aquecida por muitos milhões de anos. No fim, o que resta são massas escuras e frias, e algumas vezes são chamadas de anãs negras. No universo não existe nenhuma anã negra, pois ele não é velho o suficiente. Se as anãs brancas crescerem acima do limite, com uma massa de 1,4 maior que a do sol, a sua pressão falha em conter o colapso. A transferência de massa em um sistema binário pode causar um aumento de massa. Isto leva a anã branca a se transformar em uma super nova. A super nova gerada através da anã branca pode ser muito mais forte do que uma super nova do tipo II, marcando a morte de uma estrela com muita massa. A estrela super massiva tem as camadas como de uma cebola, quando suas camadas externas crescem mais do que cinco massas solares, ela incha em uma super gigante vermelha. A estrela dá o processo para os elementos mais pesados na tabela periódica, o que ocorre depois disso não está ainda claramente, mas o que se sabe é que isto causa uma tremenda explosão de super nova em uma fração de segundos. Com o surgimento de neutrinos, se inicia uma onda de choque. As ondas de choque e os jatos de neutrinos jogam o material para longe da estrela, para o espaço interestelar. O material das super novas colide com outros restos estelares, talvez para formar novas estrelas, planetas ou até mesmo luas. As estrelas de nêutrons são aquelas que o núcleo inteiro se torna uma bola de nêutrons ou um gigantesco núcleo atômico, são estrelas extremamente pequenas não maiores que o tamanho de uma cidade grande. Seu período de revolução pode ser muito curto, algumas giram a cima de seiscentas revoluções por segundos. Algumas delas são conhecidas como pulsares, e foram as primeiras estrelas de nêutrons a serem descobertas. Se a estrela tem a massa alta, os nêutrons são esmagados, o raio se tornará pequeno e a estrela se tornará um buraco negro. O buraco negro tem uma força muito forte no universo, nem mesmo a luz consegue escapar de um buraco negro, pois ele não pode emitir nenhum tipo de luz.
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