distingue planetas , estrelas e galáxias

DISTINGUE PLANETAS ,

ESTRELAS EGALÁXIAS

DISTINGUIR PLANETAS

Um planeta é um corpo celeste que orbita uma estrela ou um remanescente de estrela, com massa suficiente para se tornar esférico pela sua própria gravidade, mas não a ponto de causar fusão termonuclear .

O termo planeta é antigo, com ligações com a história, ciência, mitologia e religião. Os planetas eram vistos por muitas culturas antigas como divinos ou emissários de deuses. À medida que o conhecimento científico evoluiu, a percepção humana sobre os planetas mudou, incorporando diversos tipos de objectos. Em 2006, a União Astronómica Internacional (UAI) adoptou oficialmente uma resolução definindo planetas dentro do Sistema Solar, a qual tem sido elogiada e criticada, permanecendo em discussão entre alguns cientistas.

Ptolomeu imaginava que os planetas orbitavam a Terra, em movimentos do epiciclo e círculo deferente. Embora a ideia de que os planetas orbitavam o Sol tivesse sido sugerida muitas vezes, somente no século XVII esta visão foi suportada por evidências pelas primeiras observações telescópicas, realizadas por Galileu Galilei. Através da cuidadosa análise dos dados das observações, Johannes Kepler descobriu que as órbitas dos planetas não são circulares, mas elípticas. À medida que as ferramentas de observação foram desenvolvidas, os astrónomos perceberam que os planetas, como a Terra, giravam em torno de eixos inclinados e que alguns compartilhavam características como calotas polares e estações do ano. Desde o início da era espacial, observações mais próximas por meio de sondas demonstraram que a Terra e os outros planetas também compartilham características como vulcanismo, furacões, tectónica e até mesmo hidrologia.

Modelo geocêntric

o-

Ptolomeu

Modelo heliocêntric

o-

Galileu Galilei

Os planetas são geralmente divididos em dois tipos principais: os grandes e de baixa densidade planetas gigantes gasosos e os menores e rochosos planetas terrestres. Pelas definições da UAI, há oito planetas no Sistema Solar: em ordem crescente de distância do Sol, são os quatro planetas terrestres Mercúrio, Vénus, Terra e Marte, e depois os quatro gigantes gasosos Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno. Seis dos planetas são orbitados por um ou mais satélites naturais.

Planetas rochosos

Planetas gigantes gasosos

Além disso, o Sistema Solar possui também pelo menos cinco planetas anões e centenas de milhares de corpos menores do Sistema Solar.

Desde 1992, centenas de planetas orbitando outras estrelas (planetas extrassolares ou exoplanetas) foram descobertos na Via Láctea. Desde dezembro de 2010, mais de 500 planetas extrassolares conhecidos estão listados na Enciclopédia de Planetas Extrassolares, variando desde planetas terrestres maiores que a Terra até gigantes gasosos maiores do que Júpiter.

DISTINGUIR PLANETAS-

RENASCIMENTO EUROPEU

PLANETAS NA RENASCENÇA

Mercúrio Vénus Terra Marte Júpiter Saturno

Os cinco planetas clássicos, visíveis a olho nu, são conhecidos desde a antiguidade e tiveram impacto significativo na mitologia, cosmologia religiosa e astronomia antiga. À medida que o conhecimento científico progrediu, entretanto, o entendimento do termo "planeta" mudou de alguma coisa que se movia no céu (em relação ao campo estelar), para um corpo que orbitava a Terra (ou que se acreditava fazê-lo, naquela época) e, no século XVI, para alguma coisa que orbitava directamente o Sol, quando o modelo heliocêntrico de Copérnico, Galileu e Kepler foi aceito.

Com isso a Terra foi incluída na lista de planetas, enquanto o Sol e a Lua foram excluídos. No início, quando os primeiros satélites de Júpiter e Saturno foram descobertos no século XVII, os termos "planeta" e "satélite" foram usados indistintamente, embora o segundo gradualmente ganhasse prevalência no século seguinte. Até a metade do século XIX, o número de "planetas" cresceu rapidamente, uma vez que qualquer nova descoberta de objecto que orbitasse directamente o Sol era listada como planeta pela comunidade científica.


SÉCULO XIX

PLANETA NO INÍCIO DO SÉCULO XIXMercúrio

Vénus

Terra

Marte

Vesta

Juno

Ceres

Palas

Júpiter

Saturno

Urano

No século XIX, os astrónomos começaram a perceber que corpos recentemente descobertos, que haviam sido classificados como planetas por quase meio século (como Ceres, Palas e Vesta), eram muito diferentes dos tradicionais. Esses corpos compartilhavam a mesma região do espaço entre Marte e Júpiter (o cinturão de asteróides) e tinham massa muito menor; como resultado, eles foram classificados como "asteróides". Na ausência de uma definição formal, um "planeta" passou a ser entendido como qualquer objecto "grande" que orbitasse o Sol. Como havia uma enorme diferença de tamanho entre asteróides e planetas e a enxurrada de novos descobrimentos parecia concluída depois da descoberta de Neptuno em 1846, não havia uma necessidade aparente de uma definição formal.


SÉCULO XX

PLANETAS DO FINAL DO SÉCULO XIX ATÉ 1930

MercúrioVénusTerraMarteJúpiterSaturnoUrano

Neptuno

PLANETAS DO FINAL DO SÉCULO XIX ATÉ 1930


Neptuno

Plutão

Entretanto, no século XX Plutão foi descoberto. Como as observações iniciais indicaram que ele era maior do que a Terra , o objecto foi imediatamente aceito como o nome planeta. O acompanhamento posterior mostrou que ele era na verdade muito menor: em 1936, Raymond Lyttleton sugeriu que Plutão poderia ser um satélite escapado de Neptuno e Fred Whipple sugeriu em 1964 que ele poderia ser um cometa . Porém, como ainda era muito maior do que todos os asteróides conhecidos ,ele manteve este status até 2006.

Em 1992, os astrónomos Aleksander Wolszczan e Dale Frail anunciaram a descoberta de planetas em torno de um pulsar , a qual costuma ser considerada a primeira detecção definitiva de um sistema planetário em torno de outra estrela. Em 6 de outubro de 1995, Michel Mayor e Didier Queloz, da Universidade de Genebra, anunciaram a primeira detecção definitiva de um exoplaneta orbitando uma estrela normal da sequência principal .

A descoberta de planetas extrassolares levou a outra ambiguidade em se definir um planeta: o ponto em que um planeta se torna uma estrela. Muitos planetas extrassolares conhecidos possuem massa várias vezes maior do que a de Júpiter, aproximando-se dos objectos estelares conhecidos como "anãs marrons”.As anãs marrons são geralmente consideradas estrelas devido a sua capacidade em fundir o deutério, um isótopo pesado do hidrogénio. Enquanto estrelas com massa de mais de 75 vezes a de Júpiter fundem o hidrogénio, estrelas com massa de apenas 13 vezes a de Júpiter fundem o deutério. Entretanto, o deutério é muito raro e a maioria das anãs marrons teria parado de fundir o deutério muito antes do seu descobrimento, tornando-as efectivamente indistintas de planetas superpesados.


SÉCULO XXI

PLANETAS DE 2006 ATÉ O PRESENTE


Neptuno

Com a descoberta, durante a segunda metade do século XX, de mais objectos no Sistema Solar e de grandes objectos em torno de outras estrelas, surgiram discussões sobre o que deveria constituir um planeta. Havia uma particular discordância quanto a se considerar como um planeta um objecto que fizesse parte de uma população distinta, como um cinturão, ou que fosse grande o suficiente para gerar energia por fusão nuclear do deutério.

Um número crescente de astrónomos afirmava que Plutão deveria ser desclassificado como um planeta, uma vez que muitos objectos similares, com tamanho aproximado ao seu, haviam sido descobertos na mesma região do Sistema Solar (o cinturão de Kuiper) nas décadas de 1990 e 2000. Considerava-se que Plutão fosse apenas um pequeno corpo, numa população de milhares.

Alguns deles, como Quaoar, Sedna e Éris, foram anunciados na imprensa popular como o décimo planeta, mas não obtiveram reconhecimento científico generalizado. Em 2005, o anúncio de Éris, um objecto com massa 27% maior do que Plutão, criou a necessidade e o desejo público para uma definição oficial de planeta.

Reconhecendo o problema, a UAI iniciou o processo de criação de uma definição de planeta e produziu uma em agosto de 2006. O número de planetas caiu para oito corpos significativamente grandes que tinham dominância em sua órbita (Mercúrio, Vénus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno) e foi criada uma nova classe de planetas anões, contendo inicialmente três objectos (Ceres, Plutão e Éris).

Ceres Plutão Éris


FORMAÇÃO

Não se sabe com certeza como os planeta se formam. A teoria predominante é que eles são formados quando do colapso de uma nebulosa em um disco fino de gás e pó. Uma protoestrela se forma no núcleo, cercada por um disco protoplanetário giratório. Por meio de acreção (um processo de aglutinação por colisão), partículas de poeira do disco acumulam massa continuamente, formando corpos cada vez maiores. Formam-se concentrações de massa, conhecidas como planetesimais, as quais aceleram o processo de acreção ao atrair material adicional com a sua força gravitacional. Essas concentrações se tornam cada vez mais densas, até que elas colapsam para seu interior devido à gravidade, formando protoplanetas.Quando um planeta atinge um diâmetro maior do que a Lua da Terra, ele começa a acumular uma atmosfera, aumentando muito a frequência de captura de planetesimais, por meio do arrasto atmosférico.

Quando a protoestrela cresceu a ponto de se inflamar para formar uma estrela, o disco remanescente é expulso por fotoevaporação, vento solar, arrasto de Poynting-Robertson e outros efeitos. Daí em diante, pode haver muitos protoplanetas orbitando a estrela ou um ao outro, mas com o tempo muitos vão colidir, formando um único planeta maior ou liberando material que será absorvido por outros protoplanetas ou planetas. Os objectos que tiverem massa suficiente vão capturar a maior parte do material na sua vizinhança orbital, tornando-se planetas. Enquanto isso, os protoplanetas que evitarem as colisões podem se tornar satélites naturais de planetas por um processo de captura gravitacional, ou permanecer em cinturões com outros objectos, tornando-se planetas anões ou corpos menores do Sistema Solar.

O impacto energético dos pequenos planetesimais, bem como a desintegração radioactiva, aquece o crescente planeta, fazendo com que ele se funda, pelo menos parcialmente. O interior do planeta começa a se diferenciar pela massa, desenvolvendo um núcleo mais denso. Os planetas terrestres menores perdem a maior parte da sua atmosfera por causa desta acreção, mas os gases perdidos podem ser repostos pela perda de gás do manto e pelos impactos subsequentes de cometas. Os planetas menores perdem qualquer atmosfera que eles ganhem por meio de vários mecanismos de escape.

Com a descoberta e observação de sistemas planetários em torno de outras estrelas, torna-se possível elaborar, revisar ou mesmo substituir este processo. Acredita-se actualmente que o nível de metalicidade - um termo astronômico que descreve a abundância de elementos químicos com número atómico maior que 2 (hélio) - determine a probabilidade de uma estrela possuir planetas. Assim, uma estrela da População I, rica em metal, provavelmente possui um sistema planetário mais substancial do que uma estrela da População II, pobre em metal.


SISTEMA SOLAR

De acordo com as actuais definições da UAI, existem oito planetas e cinco planetas anões no Sistema Solar. Em ordem crescente da distância do Sol, os planetas são:

Júpiter é o maior, com 318 vezes a massa da Terra, enquanto Mercúrio é o menor, com 0,055 massa da Terra.

Os planetas do Sistema Solar podem ser divididos em categorias com base em sua composição:

Terrestres ou Telúricos: planetas similares à Terra, com corpos em sua maioria compostos de rochas: Mercúrio, Vénus, Terra e Marte. A Terra é o maior planeta terrestre.

Gigantes gasosos: planetas compostos em sua maior parte de materiais gasosos, substancialmente maiores do que os terrestres: Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno. Júpiter é o maior deles, com massa 318 vezes a da Terra, e Saturno o segundo, com 95 vezes a massa da Terra.

Gigantes de gelo, contemplando Urano e Neptuno, são uma subclasse dos gigantes gasosos, distinguindo-se desses por sua massa muito menor (apenas 14 e 17 vezes a da Terra) e pelo esgotamento do hidrogénio e hélio em sua atmosfera, além de uma proporção significativamente maior de rocha e gelo.

Planetas anões: antes da decisão de agosto de 2006, vários objectos foram propostos como planetas por astrónomos, inclusive, numa primeira etapa, pela UAI. Entretanto, em 2006 vários desses objectos foram reclassificados como planetas anões, objectos distintos dos planetas. Actualmente são reconhecidos pela UAI cinco planetas anões no Sistema Solar: Ceres, Plutão, Haumea, Makemake e Éris. Vários outros objectos, tanto no Cinturão de Asteróides quanto no Cinturão de Kuiper, estão sendo avaliados, sendo que cerca de 50 podem se qualificar. Cerca de 200 podem ser descobertos quando o Cinturão de Kuiper tiver sido totalmente explorado. Planetas anões compartilham muitas das características dos planetas, embora existam diferenças notáveis - especialmente que eles não são dominantes em suas órbitas. Por definição, todos os planetas anões são parte de populações maiores. Ceres é o maior corpo no Cinturão de Asteróides, enquanto Plutão, Haumea e Makemake são membros do Cinturão de Kuiper e Éris é membro do disco disperso. Cientistas como Mike Brown acreditam que num futuro próximo mais de 40 objectos transnetunianos devem se qualificar como planetas anões segundo a definição da UAI.

CARACTERÍSTICAS DOS PLANETAS

- Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol .- A energia que recebe do Sol faz com que , durante o dia , a temperatura à superfície seja muito elevada . À noite há um arrefecimento muito grande .- A proximidade do Sol obriga-o a descrever a sua órbita a umavelocidade incrivelmente grande : 47,9 km/s .- Este planeta , praticamente constituído por metais , como ferro ,não tem qualquer camada gasosa a envolvê-lo , isto , é , não tem atmosfera . A sua superfície tem um aspecto árido e está cheia de crateras devido à queda de meteoritos .- Mercúrio é um planeta sem luas .- É visível de Terra , a olho nu , embora com alguma dificuldade , um pouco antes do amanhecer e um pouco depois do entardecer .

MERCÚRIO

MERCÚRIO

Distância média do Sol 38 . 5 milhões de kmPeríodo de rotação 59 dias terrestres

Período de translação 88 dias terrestresVelocidade na órbita 47 , 9 km/sDiâmetro equatorial 4878 km

Massa em relação à Terra 0 , 055

Temperatura média à superfície 427 ºC ( dia )-170 ºC ( noite )

Satélites não tem

-Vénus é o segundo planeta do Sistema Solar e o mais parecidocom a Terra em tamanho , massa e constituição . Mas tem muitas diferenças …- A superfície de Vénus está rodeada por uma atmosfera constituída praticamente por dióxido de carbono e por uma enorme camada de nuvens que são formadas por gotículas de ácido sulfúrico .- A densa camada de nuvens provoca um enorme efeito de estufa efaz de Vénus o mais quente dos planetas .- Este planeta é , depois do Sol e da Lua , o astro mais brilhante no céu e que , por isso , se vê facilmente a olho nu . Pode ser visto de dia e de noite , tal como a Lua .- O seu brilho resulta da reflexão da luz solar na camada de nuvens .- Vénus é um planeta sem luas e tem características curiosas : - roda muito lentamente em torno do seu eixo em sentido contrário ao dos outros planetas ; - demora mais tempo a efectuar uma rotação completa do que a dar uma volta ao Sol . Por isso , um dia em Vénus é maior de que um ano em Vénus !

VÉNUS

VÉNUS

Distância média do Sol 108 milhões de kmPeríodo de rotação 243 dias terrestres

Período de translação 225 dias terrestresVelocidade na órbita 35 , 0 km/sDiâmetro equatorial 12 104 km

Massa em relação à Terra 0 , 815Temperatura média à superfície 465 ºC

Satélites não tem

- A Terra é o terceiro planeta do Sistema Solar .- O interior da Terra é constituído por um núcleo que contém metais , como ferro e níquel .- A parte exterior da crusta terrestre é formada pelos continentes e pelos oceanos .- A atmosfera terrestre , camada gasosa que envolve a Terra,é constituída por uma mistura , o ar , rica em nitrogénio e oxigénio . Esta camada ajuda a filtrar as radiações nocivas do Sol e não deixa escapar toda a radiação térmica emitida pela superfície terrestre .-O facto de a Terra ter uma massa adequada , que lhe permite possuir atmosfera , e de se encontrar a uma distância adequada do Sol fazem com que a sua temperatura seja amena e haja água no estado líquido , factor indispensável para a existência de vida .- Formou-se há cerca de 4,5 mil milhões de anos . As primeiras evidências de vida surgiram mil milhões de anos depois .- A Lua é o satélite natural da Terra . Ao contrário dos satélites dos outros planetas , a Lua é grande em relação à Terra . A sua massa é apenas 81 vezes menor do que a da Terra . Por isso , Terra e Lua formam um sistema planetário binário .

TERRA

A Lua não tem atmosfera . Assim , não há ar , nem vento , nem chuva . Por isso , as crateras , resultantes da queda de meteoritos , permanecerão para sempre inalteradas . Até as pegadas dos astronautas lá permanecerão para sempre. A temperatura média à superfície da Lua varia de –155 ºC a 105 ºC .

TERRA

TERRA

Distância média do Sol 150 milhões de kmPeríodo de rotação 24 h

Período de translação 365 dias e 6 horas Velocidade na órbita 29 , 8 km/sDiâmetro equatorial 12 726 km

Massa em relação à Terra1 , 00

( 5 , 9 x 10 kg )Temperatura média à superfície -70 ºC a 55 ºC

Satélites 1

24

- Marte é conhecido como o planeta vermelho , pois tem umatonalidade rosada . Esta tonalidade , que é característica da ferrugem , provém do óxido de ferro , muito abundante no solo de Marte .- Este planeta tem despertado a curiosidade dos cientistas porapresentar algumas características semelhantes à Terra , sendo o único onde ainda se põe a hipótese de existir algum tipo de vida .- Na sua superfície observam-se vales semelhantes a leitos dos nossos rios . Mas a sua atmosfera é muito ténue e irrespirável , por ser constituída principalmente por dióxido de carbono .- Marte demora praticamente o mesmo tempo que a Terra a realizar uma rotação completa , mas demora quase o dobro do tempo para realizar uma translação completa .- Tem duas luas , Deimos e Fobos , e pode ser visto no céu durante quase toda a noite .

MARTE

Lua Deimos Lua Fobos

MARTE

Distância média do Sol 228 milhões de kmPeríodo de rotação 24 h 37 min

Período de translação 687 dias terrestresVelocidade na órbita 24 , 1 km/sDiâmetro equatorial 6794 km

Massa em relação à Terra 0 , 107Temperatura média à superfície -23 ºC

Satélites 2

- Júpiter é o maior dos planetas : maior do que todos osoutros juntos ! É um gigante gasoso muito próximo do Sol , essencialmente formado por hidrogénio e hélio .- Está rodeado de nuvens , essencialmente constituídas por cristais de amoníaco , que formam bandas com tonalidades diferentes .- A característica mais importante de Júpiter é a grande mancha vermelha resultante de uma tempestade complexa que dura há séculos e que ocorre numa extensão de milhares de quilómetros .- Em 1979 , dados recolhidos por sondas revelaram que Júpiter estava rodeado por um conjunto de anéis escuros formados por pedaços de rocha .- Júpiter roda muito rapidamente sobre si mesmo , completando um rotação em menos de dez horas .- Este planeta possui dezasseis luas principais , quatro das quais foram descobertas por Galileu no século XVII . Muitos outros pedaços rochosos de menores dimensões giram em volta de Júpiter , aumentando para sessenta e três o número de luas conhecidas actualmente .

JÚPITER

JÚPITER


Período de translação 12 dias terrestresVelocidade na órbita 13 , 1 km/sDiâmetro equatorial 142 800 km


Satélites 63

- Saturno é conhecido como o planeta dos anéis . Foi o únicoconsiderado como tendo anéis . Foi o único considerado comotendo anéis até 1977 . Embora hoje se saiba que todos os gigantes gasosos têm anéis , os de Saturno são muito extensose de brilho deslumbrante . Foram descobertos no século XVIIpor Galileu .- Saturno é o planeta menos denso do Sistema Solar : se fosse possível “ colocá-lo “ na água do mar , flutuaria ! É essencialmente constituído por hidrogénio .- Está rodeado por nuvens constituídas por cristais de amoníaco que formam bandas com tonalidade diferente . Na sua atmosfera sopram ventos ciclónicos .- Tal como Júpiter , Saturno tem uma rotação muito rápida que causa o seu grande achatamento polar .

SATURNO

SATURNO


Período de translação 29 anos e 6 meses terrestresVelocidade na órbita 9 , 6 km/sDiâmetro equatorial 120 000 km


Satélites 61

- Urano é um gigante gasoso mais pequeno do que Júpiter e Saturno . Foi descoberto em 1781 . Como está muito longe do Sol , é um planeta gélido ao qual chega muito pouca luz .-Tem 27 luas e os nomes de muitas delas foram retirados dasobras de Shakespeare . As maiores são Titania e Oberon . Há uma lua de nome Miranda .- Possui um sistema de anéis descobertos apenas de 1977 .- Urano tem uma característica muito interessante : a inclinação do seu eixo . Este planeta roda em torno do eixo praticamente “ deitado “ no plano da órbita e em sentido contrário ao dos outros planetas : sentido retrógrado .

URANO

Lua Titania

Lua Miranda

Lua Oberon

URANO


Período de translação 84 anos terrestresVelocidade na órbita 6 , 8 km/sDiâmetro equatorial 52 000 km


Satélites 27

- Neptuno é o último gigante gasoso do Sistema Solar . Foidescoberto em setembro de 1846 . A sua atmosfera é praticamenteconstituída por metano , o que lhe dá uma cor azulada semelhante à da Terra .-Neptuno é muito semelhante a Urano em tamanho e duração da sua rotação .- Tem um conjunto de quatro anéis bastante estreitos e possui uma grande mancha escura resultante de enormes tempestades .- Tem treze luas ; a maior chama-se Tritão .

NEPTUNO

Lua Tritão

NEPTUNO


Período de translação 164 anos terrestresVelocidade na órbita 5 , 4 km/sDiâmetro equatorial 49 500 km


Satélites 13

DISTINGUIR ESTRELAS

Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade. Ao fim de sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de matéria degenerada. A estrela mais próxima da Terra é o Sol, que é a fonte da maior parte da energia do planeta. Outras estrelas são visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz do Sol ou bloqueadas por fenómenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celeste foram agrupadas em constelações e asterismos, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios. Extensos catálogos de estrelas foram compostos pelos astrónomos, o que permite a existência de designações padronizadas.

Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogénio no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o espaço sideral. Quase todos os elementos que ocorrem na natureza mais pesados que o hélio foram criados por estrelas, seja pela nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova quando as estrelas explodem. Os astrónomos podem determinar a massa, idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seu espectro, luminosidade e movimento no espaço. A massa total de uma estrela é o principal determinante da sua evolução e possível destino. Outras características de uma estrela são determinadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento e temperatura. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades, conhecido como Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o estado evolucionário de uma estrela.

Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material composta principalmente de hidrogénio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente denso, parte do hidrogénio é gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear. O restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de processos radiantes e convectivos. A pressão interna da estrela impede que ela colapso devido a sua própria gravidade. Quando o combustível do núcleo (hidrogénio) se exaure, as estrelas que possuem pelo menos 40% da massa do Solse expandem para se tornarem gigantes vermelhas, em alguns casos fundindo elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A estrela então evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do material para o ambiente interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de elementos pesados.

Sistemas binários e multiestelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas, movendo-se umas em torno das outras em órbitas estáveis. Quando duas dessas estrelas estão em órbitas relativamente próximas, sua interacção gravitacional pode causar um impacto significativo na sua evolução. As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia.

DISTINGUIR ESTRELAS-

FORMAÇÃO E EVOLUÇÃO

As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior densidade no meio interestelar, embora esta densidade seja ainda menor do que no interior de uma câmara de vácuo terrestre. Essas regiões são chamadas nuvens moleculares e consistem em sua maior parte de hidrogénio, com cerca de 23-28% de hélio e quantidades pequenas de elementos mais pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é a nebulosa de Órion.À medida que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, elas iluminam poderosamente essas nuvens e também ionizam o hidrogénio, criando uma região HII.

Uma Região HII é uma nuvem de gás

incandescente de baixa densidade e de

plasma.


ESTRELAS GRANDES

Durante a sua fase de queima de hélio, estrelas de massa muito grande (mais do que nove massas solares) se expandem para formar supergigantes vermelhas. Quando este combustível se extingue no núcleo, elas podem continuar a fundir elementos mais pesados do que o hélio.

O núcleo se contrai até que a temperatura e pressão sejam suficientes para fundir o carbono. Este processo continua em estágios sucessivos supridos pelo neônio, oxigénio e silício . Próximo ao fim da vida da estrela, a fusão pode ocorrer ao longo de uma série de camadas (como de uma cebola) dentro da estrela. Cada camada funde um elemento diferente, com a mais externa fundindo hidrogénio, a seguinte o hélio e assim por diante.

O estágio final é atingido quando a estrela começa a produzir ferro. Como os núcleos de ferro são mais fortemente ligados do que quaisquer núcleos mais pesados, se eles se fundem eles não liberam energia – o processo, ao contrário, consumiria energia. Da mesma forma, como eles são mais fortemente ligados do que todos os núcleos mais leves, a energia não pode ser liberada por fissão nuclear. Em estrelas muito grandes e relativamente velhas, um grande núcleo de ferro inerte se acumula no centro da estrela. Os elementos mais pesados nessas estrelas podem migrar para a superfície, formando objectos conhecidos como estrelas Wolf-Rayet, que têm um vento estelar denso que se projecta para a atmosfera exterior.


COLAPSO

Uma estrela evoluída e de tamanho mediano começa a lançar suas camadas externas como uma nebulosa planetária e, se o que sobra for menor do que 1,4 massa solar, ela encolhe para se tornar um objecto relativamente pequeno (aproximadamente do tamanho da Terra), sem massa suficiente para que novas compressões ocorram, conhecido como anã branca. A matéria elétron-degenerada no interior de uma anã branca não é mais o plasma, apesar de as estrelas serem geralmente descritas como esferas de plasma. As anãs brancas finalmente se tornam anãs negras após longos períodos de tempo.

Em estrelas maiores, a fusão continua até que o núcleo de ferro se torne tão grande (mais do que 1,4 massa solar) que ele não consegue mais suportar sua própria massa. Este núcleo repentinamente colapsa, à medida que seus elétrons são dirigidos contra seus prótons, formando nêutrons e neutrinos, numa explosão de emissão beta inversa (ou captura electrónica). A onda de choque formada por este colapso súbito faz o resto da estrela explodir em uma supernova. As supernovas são tão brilhantes que podem momentaneamente ofuscar toda a galáxia em que a estrela se encontra. Quando ocorrem dentro da Via Láctea, as supernovas têm sido historicamente vistas por observadores a olho nu, como “novas estrelas” onde antes não havia nenhuma.

A maior parte da matéria de uma estrela é expulsa pela explosão de uma supernova (formando nebulosas como a do Caranguejo) e o que sobra é uma estrela de nêutrons (que às vezes se manifesta como um pulsar ou erupção de raio X) ou, em caso de estrelas maiores (grandes o suficiente para deixar um remanescente estelar maior do que quatro massas solares), um buraco negro. Em uma estrela de nêutrons, a matéria está num estado conhecido como matéria nêutron-degenerada, com uma forma mais exótica de matéria degenerada, a matéria QCD, possivelmente presente no núcleo. Dentro do buraco negro, a matéria está em um estado que ainda não é compreendido.

As camadas exteriores expulsas de estrelas que morrem contêm elementos pesados que podem ser reciclados durante a formação de novas estrelas. Esses elementos pesados permitem a formação de planetas rochosos. O fluxo a partir de supernovas e o vento estelar de grandes estrelas têm um papel importante na constituição do meio interestelar.

A nebulosa

do Caranguejo

, remanescente de uma supernova observada

pela primeira vez por volta de

1050 d.C.


CARACTERÍSTICAS

Quase tudo numa estrela é determinado pela sua massa inicial, inclusive características essenciais como luminosidade e tamanho, bem como a sua evolução, tempo de vida e destino final.


IDADE

A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos. Algumas estrelas podem até estar próximas de 13,7 bilhões de anos – a idade observada do universo. A estrela mais antiga já observada, HE 1523-0901, tem idade estimada em 13,2 bilhões de anos. Quanto maior a massa de uma estrela, menor seu tempo de vida, principalmente porque as estrelas grandes têm maior pressão nos seus núcleos, fazendo com que elas queimem hidrogénio mais rapidamente. As estrelas maiores duram em média cerca de um milhão de anos, enquanto estrelas de massa mínima (anãs vermelhas) queimam seu combustível muito lentamente e duram dezenas a centenas de bilhões de anos.

DISTINGUIR GALÁXIAS

Uma galáxia é um grande sistema, gravitacionalmente ligado, que consiste de estrelas, remanescentes de estrelas, um meio interestelar de gás e poeira e um importante mas insuficientemente conhecido componente apelidado de matéria escura. A palavra “galáxia” deriva do grego ‘’galáxias’’ (γαλαξίας), literalmente "leitoso", numa referência à nossa galáxia, a Via Láctea. Exemplos de galáxias variam desde as anãs, com até 10 milhões (107) de estrelas, até gigantes com 100 trilhões (1014) de estrelas, todas orbitando o centro de massa da galáxia.

As galáxias contêm quantidades variadas de sistemas e aglomerados estelares e de tipos de nuvens interestelares. Entre esses objectos existe um meio interestelar esparso de gás, poeira e raios cósmicos. A matéria escura parece corresponder a cerca de 90% da massa da maioria das galáxias. Dados observacionais sugerem que podem existir buracos negros supermaciços no centro de muitas, se não todas as galáxias. Acredita-se que eles sejam o impulsionador principal dos núcleos galácticos activos – região compacta no centro de algumas galáxias que tem uma luminosidade muito maior do que a normal. A Via Láctea parece possuir pelo menos um desses objectos.

As galáxias foram historicamente categorizadas segundo sua forma aparente, usualmente referida como sua morfologia visual. Uma forma comum é a galáxia elíptica, que tem um perfil de luminosidade em forma de elipse. Galáxias espirais têm forma de disco, com braços curvos. Aquelas com formas irregulares ou não usuais são conhecidas como galáxias irregulares e se originam tipicamente da disrupção pela atração gravitacional de galáxias vizinhas. Essas interacções entre galáxias, que podem ao final resultar na sua junção, às vezes induzem o aumento significativo de incidentes de formação estelar, levando às galáxias starburst. Galáxias menores que não têm uma estrutura coerente são referidas como galáxias irregulares.

Existem provavelmente mais de 170 bilhões de galáxias no universo observável. Em sua maioria elas possuem de 1 000 a 100 000parsecs de diâmetro e são separadas por distâncias da ordem de milhões de parsecs. O espaço intergaláctico é preenchido com um gás ténue com uma densidade média de menos de um átomo por metro cúbico. A maior parte das galáxias está organizada numa hierarquia de associações conhecidas como grupos e aglomerados, os quais, por sua vez, formam superaglomerados maiores. Numa escala maior, essas associações são geralmente organizadas em filamentos e muralhas, que são circundados por vazios imensos.

DISTINGUIR GALÁXIAS-

FORMAÇÃO E EVOLUÇÃO


FORMAÇÃO

Os modelos cosmológicos actuais do início do universo são baseados na teoria do Big Bang. Cerca de 300 mil anos depois deste evento, átomos de hidrogénio e hélio começaram a se formar, num evento chamado “recombinação”. Quase todo o hidrogénio era neutro (não ionizado) e rapidamente absorveu luz, e nenhuma estrela tinha se formado ainda. Como resultado, este período foi chamado de “Eras Escuras”. Foi a partir de flutuações de densidade (ou irregularidades anisotrópicas) nesta matéria primordial que as estruturas maiores começaram a aparecer. Como resultado, massas de matéria bariônica começaram a se condensar dentro de halos de matéria escura fria. Essas estruturas primordiais acabaram se tornando as galáxias que vemos hoje.

A evidência para o início da aparição de galáxias foi encontrada em 2006, quando se descobriu que a galáxia IOK-1 tem um desvio para o vermelho incomumente alto de 6,96, correspondendo a apenas 750 milhões de anos depois do Big Bang, fazendo dela a mais distante e primordial galáxia já vista. Enquanto alguns cientistas argumentam que outros objectos (como Abell 1835 IR1916) têm maiores desvios para o vermelho (e, portanto, são vistos em um estágio anterior da evolução do Universo), a idade e composição da IOK-1 foram estabelecidas com maior confiabilidade. A existência dessas protogaláxias iniciais sugere que elas devem ter crescido nas chamadas Eras Escuras.

O processo detalhado pelo qual esta formação inicial de galáxias ocorreu é uma importante questão em aberto na astronomia. As teorias podem ser divididas em duas categorias: de cima para baixo e de baixo para cima. Nas teorias de cima para baixo (como o modelo de Eggen-Lynden-Bell-Sandage [ELS]), as protogaláxias se formam num colapso simultâneo de larga escala que dura cerca de cem milhões de anos. Nas teorias de baixo para cima (como o modelo de Searle-Zinn [SZ]), estruturas pequenas como os aglomerados globulares se formam primeiro, e depois um número de tais corpos acretam para formar uma galáxia maior. Uma vez que as protogaláxias começaram a se formar e contrair, as primeiras estrelas do halo (chamadas estrelas da População III) apareceram dentro delas. Estas eram compostas quase inteiramente de hidrogénio e hélio, e podem ter sido massivas. Se isto aconteceu, essas estrelas enormes consumiram rapidamente seu suprimento de combustível e se tornaram supernovas, liberando elementos pesados no meio interestelar. Esta primeira geração de estrelas reionizou o hidrogénio neutro circundante, criando bolhas de espaço em expansão, através das quais a luz poderia viajar facilmente.


EVOLUÇÃO

Um bilhão de anos após o início da formação de uma galáxia, as estruturas chaves começam a aparecer. Formam-se aglomerados globulares, o buraco negro supermaciço central e um bulbo galáctico de estrelas da População II, pobres em metal. A criação de um buraco negro supermaciço parece deter um papel relevante de regular activamente o crescimento de galáxias, por limitar a quantidade total de matéria acrescentada. Durante este período inicial, as galáxias passam por um grande aumento de formação de estrelas.

Durante os dois bilhões de anos seguintes, a matéria acumulada se dispõe em um disco galáctico. Uma galáxia continua a absorver matéria proveniente de nuvens de alta velocidade e de galáxias anãs por toda a sua vida, que se constitui principalmente de hidrogénio e hélio. O ciclo de nascimento e morte estelar aumenta lentamente a abundância de elementos pesados, permitindo ao fim a formação de planetas.

A evolução das galáxias pode ser afetada significativamente por interacções e colisões. Junções de galáxias foram comuns na época inicial, e a maioria das galáxias tinha uma morfologia peculiar. Tendo em vista as distâncias entre as estrelas, a grande maioria dos sistemas estelares em galáxias que colidem não é afetada. Entretanto, a remoção gravitacional do gás e poeira interestelares que formam os braços espirais produz uma longa cadeia de estrelas conhecida como caudas de maré. Exemplos dessas formações podem ser vistos em NGC 4676 e NGC 4038.

Como exemplo de tais interacções, a Via Láctea e a vizinha Galáxia de Andrômeda estão se movendo uma em direção à outra a cerca de 130 km/s e – dependendo dos movimentos laterais – as duas podem colidir dentro de cinco a seis bilhões de anos. Embora a Via Láctea nunca tenha colidido com uma galáxia tão grande quanto a de Andrômeda, há crescentes evidências de ela ter colidido no passado com galáxias anãs.

Interacções de grande escala como esta são raras. À medida que o tempo passa, junções de sistemas do mesmo tamanho ficam menos comuns. A maioria das galáxias brilhantes permaneceu basicamente inalterada nos últimos bilhões de anos, e a taxa global de formação de estrelas provavelmente teve seu pico há aproximadamente dez bilhões de anos.


TENDÊNCIAS PARA O FUTURO

Actualmente, a maior parte da formação de estrelas ocorre em galáxias menores, onde o gás frio não está esgotado. Galáxias espirais, como a Via Láctea, só produzem novas gerações de estrelas enquanto têm nuvens moleculares densas de hidrogénio interestelar nos seus braços espirais. As galáxias elípticas já estão desprovidas deste gás, portanto não formam novas estrelas. O suprimento de material para formação de estrelas é finito; quando as estrelas tiverem convertido o estoque disponível de hidrogénio em elementos mais pesados, a formação de novas estrelas chegará ao fim.

Acredita-se que a actual era de formação de estrelas vai continuar por até cem bilhões de anos, e então a “era estelar” se concluirá depois de cerca de dez trilhões a cem trilhões de anos, quando as menores e mais longevas estrelas, as pequenas anãs vermelhas, começarem a morrer. Ao final da era estelar, as galáxias serão compostas por objectos compactos: anãs marrons, anãs brancas que estão se resfriando ou frias (“anãs negras”), estrelas de nêutrons e buracos negros. Ao final, como resultado do relaxamento gravitacional, todas as estrelas cairão nos buracos negros supermaciços ou serão arremessadas para o espaço intergaláctico, como resultado de colisões.

As várias galáxias que existe

IDENTIFICAÇÃO Trabalho Solicitado Por :

Profª : Alexandra Gonçalves

Trabalho Realizado Por : Paulo Martins Nº18 7º A

distingue planetas , estrelas e galáxias

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