Corpos Celestes

Estrelas

Uma estrela é um corpo celeste luminoso formado de plasma. Por causa de sua pressão interna, produz energia por fusão nuclear, transformando átomos de hidrogénio em hélio. A energia gerada é emitida por meio do espaço sob a forma de radiação electromagnética (luz), neutrinos e vento estelar.
A energia emitida por uma estrela está associada a sua pressão interna, que possibilita um ambiente adequado à fusão nuclear, que produz energia transformando átomos de hidrogénio em hélio. Uma estrela tem de ter uma massa acima de um determinado valor crítico (aproximadamente 81 vezes a massa de Júpiter) para que a pressão interior seja suficiente para ocorrerem reacções nucleares de fusão no seu interior. Corpos que não atingem esse limite, mas que ainda assim irradiam energia por compressão gravitacional chamam-se anãs castanhas e são um tipo de corpo celeste na fronteira entre as estrelas e os planetas, como gigantes gasosos.
A maior fracção dos elementos mais pesados que o hidrogénio ou hélio no universo como o ferro, níquel ou outros metais foram gerados a partir da fusão termonuclear nos núcleos estelares. Elementos cada vez mais pesados gerados nos núcleos com a escassez de elementos leves possuem menor eficiência energética a partir de sua fusão — um ciclo de transições de elementos que eventualmente leva à morte da estrela. Uma estrela em seu fim pode ter diversos destinos dependendo de suas características, como dar origem a uma gigantesca explosão, as supernovas, nesta explosão ocorrem reacções nucleares e ocorre a formação dos elementos com número atómico superior ao do ferro, entrar em colapso dando origem a um buraco negro ou originar uma anã branca.


As estrelas menores que o Sol, têm menor temperatura e seu brilho são alaranjados ou avermelhados. As iguais ao Sol têm temperatura média e o seu brilho é amarelado. E as maiores têm maior temperatura e um brilho branco-azulado.

Evolução das Estrelas

Reacções nucleares de fusão nas Estrelas

Uma variedade de diferentes reacções de fusão nuclear podem ocorrer no núcleo das estrelas, dependendo de sua massa e composição.

As estrelas se formam de uma nuvem composta basicamente de hidrogénio e cerca de 25% hélio, e outros elementos mais pesados em pequenas quantidades. No Sol, com um núcleo a 107 K de temperatura, núcleos de hidrogénio fundem-se para formar hélio numa cadeia protão-protão:

2(¹H + ¹H → ²H + e+ νe)

2(¹H + ²H → ³He +γ)
³He + ³He → ⁴He + ¹H + ¹H

Essas cadeias de reacções resultam na reacção líquida:

⁴¹H → ⁴He + ²e+ + 2γ + 2νe

em que 4 protões se fundem para formar um núcleo de hélio emitindo 2 positrões, 2 neutrinos e 2 raios gama. Em estrelas mais massivas, o hélio é produzido em um ciclo de reacções catalisadas pelo carbono, o ciclo carbono - nitrogénio - oxigénio.

Em estrelas cujos núcleos têm temperaturas de 108 K e massas entre 0,5 e 10 massas solares, o hélio pode ser transformado em carbono num processo chamado Processo triplo-alfa:

⁴He + ⁴He → 8*Be

⁴He + ^8*Be + 67 → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ

Essas reacções podem ser resumidas na reacção líquida:

³⁴He → ¹²C + γ

Buracos Negros

Pouco tempo depois de Albert Einstein ter publicado a Teoria da Relatividade Geral (1915), Karl Schwarzschild chegou, baseando-se na mesma, à solução para o campo gravítico em torno de uma massa esférica. Este resultado permitia descrever o campo em torno de estrelas como o Sol ou ainda em torno de estrelas mais compactas como as anãs brancas e as estrelas de neutrões em relação às quais os efeitos relativistas são mais relevantes. O que não ficou imediatamente evidente é que essa solução comportava também a descrição de um objecto bem mais exótico: o buraco negro.

Os buracos negros são objectos previstos pela Teoria da Relatividade Geral, estes corpos são portadores de um campo gravitacional tão intenso que a velocidade de escape excede a velocidade da luz (299.792.458 m/s, equivalente a 1.079.252.848,8 km/h). Nem mesmo a luz pode escapar do seu interior, por isso o termo "negro" (cor aparente de um objecto que não emite nem reflecte luz, tornando-o de facto invisível). No entanto, eram objectos de tal forma fora do comum que, na falta de qualquer evidência da sua existência, o seu estudo não foi muito motivador ao longo de muitos anos. Apenas a descoberta de outros objectos exóticos como os quasares (1963) e as estrelas de neutrões (1967) veio reavivar o entusiasmo e o interesse pelo estudo dos buracos negros.

Desde então têm sido identificados vários candidatos a buraco negro. Em termos de massa estes lares (1 a 100 massas solares) aos super-massivos (massas superiores a 1 000 000 de massas solares).

No plano teórico conseguiram-se nas últimas décadas grandes desenvolvimentos sobre as propriedades dos buracos negros e sobre a interacção dos mesmos com o meio envolvente. Um dos resultados teóricos mais fascinantes aponta para a emissão de radiação por buracos negros - Radiação de Hawking.

Os buracos negros são previstos também por outras teorias para além da Teoria da Relatividade Geral. É o caso, por exemplo, da teoria de Kaluza-Klein, Brans-Dicke ou das cordas.

Video:"Buracos Negros"

Nebulosas

Uma nebulosa é uma nuvem interestelar de gás e poeira. Originalmente nebulosa era o nome em geral para qualquer outro objecto astronómico de céu profundo, incluindo galáxias para lá da Via Láctea (alguns exemplos do uso antiquado ainda sobrevivem; por exemplo, a Galáxia de Andrómeda (M31) é por vezes referida como Nebulosa de Andrómeda.

As nebulosas podem ser classificadas pela maneira como são iluminadas:

•As nebulosas difusas são nebulosas iluminadas

     ◦As nebulosas de emissão são nuvens de gás ionizado internamente iluminadas. Dois dos tipos mais comuns de nebulosas de emissão são as regiões H II e as nebulosas planetárias.

     ◦As nebulosas de reflexão são iluminadas pelas reflexões de estrelas vizinhas. Um exemplo é nebulosidade dentro do enxame estelar das Plêiades.

•As nebulosas escuras não são iluminadas. Podem ser detectadas quando obscuram estrelas ou outras nebulosas. Exemplos famosos incluem a Nebulosa Cabeça de Cavalo em Orionte, ou a Nebulosa Saco de Carvão no Cruzeiro do Sul.

As regiões H II são o local de nascimento das estrelas. Estas são formadas quando nuvens moleculares muito difusas começam a colapsar sobre a sua própria gravidade, muitas vezes devido à influência de uma explosão de supernova vizinha. A nuvem colapsa e fragmenta-se, formando por vezes centenas de novas estrelas. As recém-formadas estrelas ionizam o gás em volta e produzem uma nebulosa de emissão.

Outras nebulosas são também formadas pela morte de estrelas. Uma estrela que atravessa o período de transição para uma anã branca liberta a sua camada exterior e forma uma nebulosa planetária. Novas e supernovas podem também criar nebulosas conhecidas como restos de nova e restos de supernova respectivamente.

 

 

 

Galáxias

 

 

Denominamos galáxia a uma gigantesca acumulação de estrelas, poeiras e gás, que aparece isolada no espaço e cujos constituintes se mantêm unidos entre si devido a mútuas interacções gravitacionais, sendo por vezes o seu comportamento afectado por galáxias vizinhas. Qualquer galáxia possui milhares de milhões de estrelas. A nossa galáxia, a Via Láctea, sendo uma galáxia gigante (é a segunda maior do Grupo Local, imediatamente atrás da Galáxia de Andrómeda), contém cerca de 1011 estrelas.

Desde que os astrónomos tiveram consciência da sua existência, as galáxias fascinaram-nos pela sua variedade de formas, pelas interacções entre elas e pelos fenómenos que ocorrem nas mesmas.

Um dos fenómenos essenciais que ocorre nas galáxias é a formação de estrelas, pois determina em grande medida a sua evolução ao longo do tempo. Para mais, este fenómeno está ligado a um dos fenómenos que a Cosmologia ainda não resolveu, que é o da própria existência de galáxias.

Sabemos hoje que a existência de galáxias apenas é possível devido a ter sido criada uma pequena assimetria nos primeiros segundos do Universo, que permitiu que ao longo dos milhões de anos que se seguiram se formassem aglomerados de gás e poeiras que depois, com o nascimento de estrelas, dessem origem às galáxias. Caso essa assimetria não tivesse ocorrido, o Universo teria evoluído perfeitamente homogéneo, sem a existência de quaisquer das estruturas celestes que hoje conhecemos. No entanto, as causas da pequena assimetria, que fez do nosso Universo aquilo que hoje conhecemos, permanecem ainda um enigma.

Pensa-se hoje que as galáxias nascem devido às gigantescas acumulações de gás e poeiras que ocorreram em determinadas regiões do Universo, e que, devido às enormes pressões gravitacionais, levaram ao aparecimento de estrelas nessas acumulações, dando-se as suas alterações de forma, não apenas devido às gravitacionais internas, mas devido a fortes interacções gravitacionais com as outras galáxias e com o meio que as rodeia.

O espaço entre as galáxias está relativamente vazio, excepto pela presença do gás intergaláctico. Apenas poucas galáxias existem sozinhas; estas são conhecidas como galáxias de campo. A maioria das galáxias estão ligadas gravitacionalmente a um número de outras galáxias. Estruturas contendo até cerca de 50 galáxias são chamados grupos de galáxias, e estruturas maiores contendo milhares de galáxias contidas numa área de alguns megaparsecs são chamadas enxames. Superenxames são colecções gigantes contendo dezenas de milhares de galáxias, encontradas em enxames, grupos e por vezes individualmente; pelo que conseguimos observar, o Universo é uniforme a escalas maiores. A nossa Galáxia é um membro do Grupo Local, e domina em conjunto com a Galáxia de Andrómeda; no total o Grupo Local contém cerca de 30 galáxias num espaço com cerca de 1 megaparsec de diâmetro. O Grupo Local é parte do Superenxame Local, também conhecido como o Superenxame de Virgem.

Planetas Extrasolares