A
HISTÓRIA DE UMA ESTRELA
Israel Bonanni Turci
Vanessa Airich Schroeder
-REVISAO BIBLIOGRÁFICA-
RESUMO
A formação de uma estrela ocorre quando há a
condensação de uma nuvem de poeira e gás formando uma protoestrela. Que depois
de algum tempo, dependendo do tamanho da protoestrela, forma a estrela. Então
fica em sua forma de sequencia principal como que se fosse o estado jovem de
uma estrela (que no caso do sol) esta fundindo hidrogênio, podendo ser outros
elementos. Existem diversos tipos de estrelas, sua classificação de pende de
sua massa, temperatura e o elemento químico que ela funde.
Palavras – chave: protoestrela, fusão, elementos, estrela, sequência
principal.
ABSTRACT
INTRODUÇÃO
Os pilares da criação são um berçário
estelar para novas estrelas que estão em processo de nascimento, nas áreas
centrais fazem parte a Nebulosa Eagle, com grandes nuvens de poeira e gás de
hidrogênio (elemento mais abundante no universo). Para ocorrer a formação de
uma estrela é necessário que ela produza a fusão termonuclear, que é O
processo de formação estelar que inicia-se quando uma região mais densa colapsa
sob a ação da sua própria gravidade. A nuvem se fragmenta e cada fragmento
forma uma proto-estrela. Cada fragmento se destaca do restante da nuvem e
evolui individualmente (proto-estrela). A proto-estrela colapsa (o gás cai para
o centro), aumentando a temperatura e a pressão no seu interior. Quando a
temperatura central atinge alguns milhões de graus, temos as condições
necessárias para o nascimento de uma nova estrela e o processo de fusão
termonuclear (DAFLON, 2016)
A fusão nuclear é um processo em que
dois núcleos se combinam para formar um único núcleo, mais pesado. Um exemplo
importante de reações de fusão é o processo de produção de energia no sol, e
das bombas termonucleares (bomba de hidrogênio). Em futuros reatores de fusão
nuclear a reação entre dois diferentes isótopos de hidrogênio produzindo hélio
deverá ser utilizada para produção abundante de energia (DEPARTAMENTO DE FISICA
NUCLEAR, 2016).
Na Fusão
Nuclear, dois ou mais núcleos atômicos se unem para dar origem a outro maior.
Mas para que esse processo ocorra, é necessária uma grande quantidade de
energia, A
temperatura necessária para ocorrer fusão de núcleos pequenos (Hidrogênio, Deutério e Trítio) é da ordem de 106 K. Nesta
temperatura as unidades básicas de qualquer substância não são mais seus átomos
ou moléculas, pois devido à intensidade das colisões entre eles, os núcleos correspondentes
e seus elétrons não estão mais ligados uns aos outros. Este é o estado de plasma, ou seja, um gás neutro, formado de núcleos com
carga positiva e de elétrons livres. As estrelas são bolas de plasma, confinado
pelo próprio campo gravitacional, e as reações de fusão nuclear são as
responsáveis pela produção de energia (WOLINSKI,
2014).
O
tempo de vida de uma estrela é a razão entre a energia que ela tem disponível e
a taxa com que ela gasta essa energia, ou seja, sua luminosidade. Como a luminosidade
da estrela é tanto maior quanto maior é a sua massa, resulta que o tempo de
vida é controlado pela massa da estrela: quanto mais massiva a estrela, mais
rapidamente ela gasta sua energia, e menos tempo ela dura, ou seja, a massa de
uma estrela esta relacionada com o seu tempo de vida (FILHO; SARAIVA, 2008).
A cor de uma
estrela tem relação com a temperatura em sua superfície. Estrelas não muito
quentes (cerca de 3.000 kelvins) nos parecem avermelhadas. Já as estrelas
amarelas, como o sol, possuem temperatura em torno dos 6.000 k e as mais
quentes são brancas ou azuis porque sua temperatura fica acima dos 10.000
kelvins (COSTA, 2005).
A explosão de uma
estrela com muita massa cria uma grande força gravitacional, que nada pode
impedir que a sua matéria caia indefinidamente até o centro. Em princípio esses
objetos seriam pontuais, mas possuem massas bem maiores que a do Sol. A morte
de uma estrela de Nêutrons (grande estrela) pode se levar a três situações: em
um buraco negro, uma anã branca ou ocasiona-se uma grande explosão chamada
Supernova (CENTRO BRASILEIRO DE PESQUISAS FÍSICAS, 2016).
Próximo ao buraco negro o campo gravitacional
é muito intenso. Existe uma certa distância do buraco negro, chamada de horizonte dos eventos a partir da qual nada pode
sair, nem a luz! Mas ao contrário do que muita gente pensa, a atração
gravitacional fora do horizonte é a mesma que seria produzida por qualquer
outro corpo de mesma massa (CENTRO BRASILEIRO DE PESQUISAS FÍSICAS, 2016).
A luminosidade de uma supernova (SN) é
gigantesca. Em seu pico, que ocorre poucas semanas após o seu aparecimento, a
luminosidade pode atingir valores de dez bilhões de sóis e a SN pode competir
em luminosidade com toda a galáxia em que se situa (CHAVES, 2011).
Quando a gigante vermelha é formada
sua energia não é o suficiente para se manter contra a atração gravitacional,
fazendo com que sua expansão se esgote e diminua de tamanho, inferior ao
tamanho de quando estava na sequência gravitacional, caracterizada como uma anã
branca (ASIMOV, 2015).
Com o
objetivo de classificar e entender mais sobre a formação das estrelas, esta
presente revisão bibliográfica, apresentara como elas se formão, suas
características, seu combustível e seu estado de sequência principal.
MEIO
INTERESTELAR
A
importância do meio interestelar (meio entre as estrelas) reside na observação
de que énele onde nascem as estrelas e é para ele que retornam todos os
elementos químicos reprocessados pelas estrelas em evolução. A quantidade de
matéria presente no meio interestelar é da mesma ordem de grandeza daquela
contida nas estrelas. Os principais integrantes do meio interestelar são o gás
e a poeira, que aparecem misturados em todo o espaço interestelar (OLIVEIRA E PEREIRA,
2016).
Uma estrela, desde que se condensa a partir de uma nuvem de
gás, está sob a ação de sua autogravitação. A gravidade comprime o gás para o
centro da estrela, obrigando-a a produzir energia que gera a pressão suficiente
para conter o colapso. O núcleo da estrela, gigantesco reator de fusão nuclear,
processa a matéria do meio interestelar sintetizando, a partir dela, elementos
químicos mais pesados. A gravidade atua inexoravelmente, comprimindo a estrela
até levá-la a esgotar sua fonte de energia. As estrelas de pequena massa
caminham para a morte resfriando-se lentamente, enquanto que as de grande massa
explodem de forma violenta (brilhando 100 bilhões de vezes mais que o Sol),
espalhando pelo meio interestelar os elementos químicos que foram processados
no núcleo. A matéria interestelar assim "enriquecida" de elementos
pesados será continuamente reprocessada em novos ciclos de formação, vida e morte
de estrelas (NETO E JABLONSQ, 1999).
O espaço entre
as estrelas é mais vazio que o melhor vácuo criado em laboratórios na Terra. No
entanto, existe um material entre as estrelas que é composto de gás e poeira, o
meio interestelar. O meio interestelar
compõe de 10 a 15% da matéria visível da Via Láctea. Mais de 95% desse material
é gás e o restante poeira. Cerca
de 95% ou mais do meio interestelar está na forma de gás, e desses, 90% está na
forma de hidrogênio atômico ou molecular, 10% de Hélio e há pequeníssimas
porções de outros elementos. A presença do gás interestelar pode ser
constatada quando olhamos as linhas espectrais de um sistema binário de
estrelas (INSTITUTO DE FISICA UFRGS, 2016).
Cada
grão é grosseiramente do tamanho do comprimento de onda da luz azul, ou menor.
A poeira é provavelmente formada nas camadas mais externas das estrelas
gigantes vermelhas e adicionada ao meio pelos ventos dessas estrelas ou por
nebulosas planetárias (INSTITUTO DE FISICA UFRGS, 2016).
A formação começa quando uma parte do meio interestelar
contendo nuvens de moléculas, gás frio e poeira começa a colapsar devido a
gravidade, causada pela sua própria massa. A nuvem começa a se contrair. Ela se
fragmenta e continua contraindo ate que o centro se torne quente o bastante para que a reação nuclear de
queima de hidrogênio se inicie. Nesse ponto a contração para e a estrela nasce (INSTITUTO
DE FISICA UFRGS, 2016).
PROTO-ESTRELA
Estrelas formam-se a partir de
condensações distribuídas ao longo de filamentos de gás hidrogênio presentes no
interior de nuvens moleculares, são regiões do meio interestelar compostas por
gás e poeira, tendem a ser densas e com alta densidade colunar, além disso, a
formação estelar ocorre em seu interior. Uma proto-estrela (Figura 1) é formada
quando a condensação sofre uma contração gravitacional que prossegue até que a
temperatura em seu núcleo atinja cerca de 10 milhões de kelvin. A massa da
estrela resultante dependerá da massa inicial da condensação: as mais massivas
formarão também estrelas mais massivas (e vice-versa). No entanto, nem todo o
material da condensação será incorporado à nova estrela. Parte dele permanecerá
como matéria circunstelar sob a forma de um disco de gás e poeira em torno das
estrelas menos massivas ou como um envoltório circunstelar de grandes dimensões,
de formato aproximadamente esférico em
torno das estrelas de maior massa. Portanto, a evolução da proto-estrela ocorre
de maneira distinta, de acordo com a massa do objeto (ORTIZ,2014).
Figura1. Da proto-estrela a o sistema planetário (fonte: Centro de Divulgação da astronomia)
SEQUÊNCIA PRINCIPAL
É
a etapa mais longa da vida da estrela, quando ela está fundindo hidrogênio em
hélio no núcleo e brilhando estavelmente, em equilíbrio hidrostático. Durante
esse tempo as estrelas mantêm uma relação entre a luminosidade e a temperatura,
determinada pela sua massa, sendo as mais luminosas, as mais quentes, e as mais
frias (as menos massivas) as menos luminosas (SARAIVA, 2016).
CLASSIFICAÇÃO
DAS ESTRELAS
Podemos
classificar uma estrela, pelo seu tamanho, cor e temperatura (Tabela 1 e Figura
2), a classificação espectral atualmente em uso, é baseado num esquema
estabelecido em 1890 (Harvard Spectral Sequence). Da mais quente a mais fria,
as estrelas são agrupadas em classes identificadas pelas letras do alfabeto W,
O, B, A, F, G, K, M, R, N e S. Como são muito poucas as estrelas que entram nas
classes W, R, N e S, sobram sete grupos principais (INSTITUTO DE FISICA UFRGS,
2016).
Classe Espectral
|
Cor da Estrela
|
Temperatura Superficial (K)
|
Exemplo
|
O
|
Azul
|
30.000
|
Mintaka
|
B
|
branco-azulado
|
20.000
|
Rigel
|
A
|
Branco
|
10.000
|
Sírius
|
F
|
branco-amarelado
|
7.000
|
Prócion
|
G
|
Amarelo
|
6.000
|
Capella
|
K
|
Alaranjado
|
4.000
|
Aldebarã
|
M
|
Vermelho
|
3.000
|
Betelgeuse
|
Tabela
1.
Classificação das estrelas, pelo seu tamanho, cor e temperatura.
EXEMPLOS DESAS ESTRELAS
Mintaka é uma estrela super gigante
azul. Fica a 690 anos-luz da Terra e é a estrela mais ocidental no cinturão de
Órion, a partir de nosso ponto de vista na Terra. A estrela é 10 mil vezes mais
brilhante que o nosso Sol e tem uma temperatura de superfície realmente
escaldante, cerca de 60 mil graus Celsius(e mais conhecidas por compor as Três
Marias) (CIÊNCIAS E TECNOLOGIA,2013)
Rigel
é uma estrela que tem apenas 10 milhões
de anos de idade, relativamente nova em comparação com o sol e seus 4,5 bilhões
de anos, e devido ao seu tamanho estimado e intenso brilho, espera-se que acabe
em uma supernova algum dia. Ela também tem duas estrelas companheiras, Rígel B
e Rígel C., sua temperatura de superfície é muito mais quente,
cerca de 11,000 Kelvin, em contraste co0m 6.000 Kelvin do Sol (CIÊNCIA E
TECNOLOGIA ,2014).
O brilho de Sírius não
somente a destaca no firmamento, mas nos ajuda a compreendê-lo. Em 1718, o
astrônomo Edmund Halley, que descobriu o famoso cometa, fez estudos de Sírius
que o levaram a perceber que as estrelas se movem umas com relação às outras
(na época se acreditava que as estrelas eram fixas)(COSTA, 2008)
Prócion é na realidade
uma estrela dupla, e está situada a cerca de 11,4 anos-luz de nós, que à escala
astronómica podemos dizer que está relativamente próxima do nosso Sistema
Solar. É constituída pela estrela principal designada por Prócion A, sendo
provavelmente uma estrela subgigante branca, com cerca do dobro do diâmetro do
nosso Sol, e cerca de 7 vezes mais brilhante que este. A sua temperatura superficial
deverá rondar os 6.500 K ( FRANCISCO, 2014).
Capella:
A
estrela Capella fica a cerca de 42 anos luz de distância. O Sol fica a 8
minutos-luz de nós, mas Capella é 150 vezes mais brilhante que o Sol. Ela está
entre as “Dez Mais” do céu, figurando na sexta posição no ranking das mais
brilhantes.(COSTA, 2006)
Aldebaran ou Aldebarã é
a estrela alfa da constelação de Touro, e a estrela mais brilhante desta
constelação. Vista da Terra, Aldebaran é uma estrela gigante
vermelha situada a cerca de 65 anos-luz de nós, seu diâmetro é cerca de 45
vezes o diâmetro do Sol. A temperatura na superfície desta estrela é de cerca
de 4.000 K, ou seja, é uma estrela relativamente fria(FRANCISCO, 2013).
Betelgeuse, uma estrela
fascinante que pode ser observada na constelação de Órion (ou Orionte).
Betelgeuse é uma supergigante vermelha, uma estrela de grandes dimensões, sendo
que vista da Terra é a segunda estrela mais brilhante da constelação de Órion.(FRANCISCO,
2013).
Figura
2. Categoria
das estrelas e seu fim.
EVOLUÇÃO DAS ESTRELAS
Quando
as estrelas consomem o hidrogênio no núcleo (raio de aproximadamente 50 000 km
no Sol), que corresponde a aproximadamente 10% da sua massa total, elas saem da
sequência principal. A geração de energia passa a se dar em uma camada externa
a este núcleo, com aproximadamente 2 000 km de espessura, onde a temperatura e
a densidade são suficientes para manter as reações nucleares. Como nenhuma
energia é gerada no núcleo nesta fase, ele se contrai rapidamente, e a
luminosidade da estrela aumenta um pouco. As camadas externas se reajustam ao
aumento de luminosidade expandindo-se, e como a área superficial aumenta, sua
temperatura diminui. Desta forma, a luminosidade aumenta e a estrela torna-se
mais vermelha, tornando-se uma gigantes vermelha. Quando o Sol atingir essa
fase, daqui a 5 bilhões de anos, engolirá Mercúrio, Vênus e a Terra, chegando
próximo à órbita de Marte. Na fase de gigantes vermelhas as estrelas produzem
energia transformando hélio em carbono no núcleo, e hidrogênio em hélio em uma
fina camada externa ao núcleo. Quando o hélio também se esgota no núcleo, as
estrelas de massa até dez massas solares não têm mais como retirar energia pela
fusão nuclear, pois sua temperatura do núcleo nunca ficará alta o suficiente (1
bilhão K) para fundir o carbono, portanto terminará sua vida com um núcleo de
carbono. Já as estrelas com massas acima de 10 massas solares fundirão o
carbono e sucessivamente neônio, magnésio, silício, até ter o núcleo de ferro
(Figura 3) (SARAIVA, 2016).
Figura 3. Vida e composição estelar.
FIM ESTELAR
Se a estrela
tiver uma massa maior que dez vezes a do Sol, ela terá uma morte catastrófica.
A síntese de elementos mais pesados a partir de mais leves é um processo que
libera energia para todos os elementos mais leves que o ferro, mas a fusão do
ferro é uma reação que consome energia, em vez de liberar, então o ferro não
funde. Sem produção de energia, a pressão cai bruscamente e as camadas externas
começam a despencar em direção ao centro da estrela, ali encontram-se com o
núcleo sólido de feronro e quicam, sendo ejetadas para o espaço a altas
velocidades: É o que chamamos de Supernova. Com a energia dessa explosão são
produzidos todos os elementos mais pesados que o ferro. Os gases liberados no
espaço vão ser incorporados ao meio interestelar e a outras nebulosas, que
poderão dar origem a novas estrelas (INSTITUTO DE FISICA UFRGS,
2016).
O destino do núcleo que
sobra após a explosão da supernova é novamente ditado pela massa. Se esta for
menor que 2 ou 3 vezes a massa do Sol, virará uma estrela de nêutrons, com uma
temperatura superficial acima de 1 milhão de graus K, massa de cerca de 1,46
MSol, raio de cerca de 20 km e densidade de 1014g/cm3. Se esta
estrela possuir campo magnético forte, ela emitirá luz direcionada em um cone
em volta dos pólos magnéticos, como um farol, e será um pulsar (INSTITUTO
DE FISICA UFRGS, 2016).
IMPORTÂNCIA
DA ASTRONOMIA PARA A SOCIEDADE
Além dos conhecimentos obtidos
com a Astronomia para seu uso próprio, várias outras áreas do saber humano
foram e são por eles supridos com informações e inspirações fundamentais: a
Física, a Química, a Biologia, a História, a Geografia, a Navegação, até
mesmo a Filosofia, a Sociologia, a Música, a Poesia, a Literatura e muitas
outras áreas do pensar humano devem muito à Astronomia como, por exemplo: A tecnologia adquirida
através de raios-X agora é usada para monitorar a fusão nuclear, onde dois
núcleos atômicos se combinam para formar um núcleo mais pesado, que pode vir a
ser a solução para a energia limpa,
Satélites GPS confiam em objetos astronômicos , quasares e galáxias distantes,
para determinar as posições exatas, Telescópios espaciais são construídos em um
ambiente extremamente limpo, a fim de evitar que partículas de poeira
obscureçam os espelhos ou instrumentos. Métodos e instrumentos similares são
agora usados em
hospitais e laboratórios farmacêuticos (STEFANELLI, 2013) (MARQUES, 2010).
AGRADECIMENTO
Agradeço primeiramente a Deus,a ao colégio NOBEL,
CONCLUSÃO
As estrelas tem sido de grande
importância, para o desenvolvimento tanto da humanidade quanto para a ciência,
astronomia e tecnologia. Com a ajuda
da ciência e tecnologia houve um avanço nas descobertas do universo e como os
elementos e objetos do nosso dia a dia foram formadas (pelas estrelas), além
dos avanços da medicina, como por exemplo, a invenção do raio-x e novas ideias
para a geração de energia e entre diversas outras coisas que pelo o estudo
desta ciência foram inventadas ou já tem a ideia no papel. E as primeiras
civilizações, já usavam as estrelas como guia e mapa, e também foram criados os
primeiros calendários, pela observação dos astros mostrando a importância da
astronomia, estudo das estrelas, no começo da historia até nos dias de hoje. E hoje já temos acesso às informações
sobre o seu grande papel na formação do nosso sistema solar e de todo o
universo, criando e fundindo elementos novos e diversos; que conhecemos hoje e
tudo isso graça as estrelas.
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