Astronomia volume único

ESCOLA DE MAGIA E BRUXARIA DE HOGWARTS

Astronomia Volume único

Prof.ª Alice Belikov Granger

ESCOLA DE MAGIA E BRUXARIA DE HOGWARTS

HOS – A MAGIA CONTINUA! http://hogwartsonlineschoolrpg.blogspot.com.br/

Astronomia

Do 1º ao 7º ano

Prof.ª Alice Belikov Granger

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Conteúdo Unidade 1 • Capítulo 1 – O que é Astronomia?......................................................5 • Capítulo 2 – O Sistema Solar..............................................................6 • Capítulo 3 – Os Planetas I.................................................................7

Unidade 2 • Capítulo 4 – Os Planetas II.............................................................11

Unidade 3 • Capítulo 5 – O Sol............................................................................19 • Capítulo 6 – Buracos Negros............................................................22

Unidade 4 • Capítulo 7 – A Lua..........................................................................23 • Capítulo 8 – Eclipses Lunares..........................................................26 • Capítulo 9 – Eclipses Solares............................................................28

Unidade 5 • Capítulo 10 – A Teoria do Big Bang................................................30 • Capítulo 11 – Corpos Celestes...........................................................34 • Capítulo 12 – Constelações...............................................................38

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Unidade 6 • Capítulo 13 – Galáxias.....................................................................39 Unidade 7 • Capítulo 14 – Estrelas......................................................................45

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Unidade 1 Capítulo 1 - O que é Astronomia? É a ciência que estuda o universo, confrontando teorias físicas com observações feitas por telescópios. O astrônomo investiga a origem e a evolução do cosmo. Com telescópios e câmeras, observa os objetos cósmicos (estrelas, planetas, galáxias e outros corpos) e capta sua imagem para estudar seus movimentos, sua disposição pelo espaço e sua composição química.

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Capítulo 2 – O Sistema Solar O Sistema solar é um conjunto de planetas, asteroides e cometas que giram ao redor do sol. Cada um se mantém em sua respectiva órbita, em virtude da intensa força gravitacional exercida pelo astro, que possui massa muito maior que a de qualquer outro planeta.

Os corpos mais importantes do sistema solar são os oito planetas que giram ao redor do sol, descrevendo órbitas elípticas, isto é, órbitas semelhantes a circunferências ligeiramente excêntricas.

O sol e o Sistema Solar tiveram origem há 4,5 bilhões de anos a partir de uma nuvem de gás e poeira que girava ao redor de si mesma. Sob a ação de seu próprio peso, essa nuvem se achatou, transformando-se num disco, em cujo centro formou-se o sol. Dentro desse disco, iniciou-se um processo de aglomeração de materiais sólidos, que, ao sofrer colisões entre si, deram lugar a corpos cada vez maiores, os outros planetas.

A composição de tais aglomerados relacionava-se com a distância que havia entre eles e o sol. Longe do astro, onde a temperatura era muito baixa, os planetas possuem muito mais matéria gasosa do que sólida, é o caso de Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Os planetas perto dele, ao contrário, o gelo evaporou, restando apenas rochas e metais, é o caso de Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.

Capítulo 3 – Os Planetas I 6

Os planetas não produzem luz, apenas refletem a luz do Sol, que é a estrela do Sistema Solar.

Teorias afirmam que os planetas também foram formados a partir de porções de massa muito quente e que todos estão de resfriando. Alguns, entre eles a Terra, já se resfriaram o suficiente para apresentar a superfície sólida.

Um corpo celeste é considerado um planeta quando, além de não ter luz própria, gira ao redor de uma estrela.

Os planetas têm forma aproximadamente esférica. Os seus movimentos principais são o de rotação e o de translação. Cada planeta possui um eixo de rotação em relação ao Sol. No movimento de rotação, os planetas giram em torno do seu próprio eixo, uma linha imaginária que passa pelo seu centro. O ciclo do dia e o da noite ocorrem graças a rotação.

O movimento de translação é executado pelos planetas ao redor do Sol, e o tempo que levam para dar uma volta completa é denominado período orbital.

No caso da Terra esse período leva cerca de 365 dias e aproximadamente 6 horas para se completar. As quarto estações do ano são resultados do movimento de translação.

São oito os planetas clássicos do Sistema Solar. Na ordem de afastamento do Sol, são eles: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno.

Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol e o menor do Sistema Solar. É o planeta que se move mais rápido e por isso recebeu o nome do deus romano da velocidade. Assim como a Terra, trata-se de um planeta telúrico, o que significa que tem uma superfície sólida em que se pode pousar. É um planeta de extremos, sua temperatura varia muito, chegando a mais de 400ºC positivos, no lado voltado para o Sol, e cerca de 180ºC negativos, no lado oposto. Mercúrio quase não tem atmosfera; é tão pequeno e tão próximo do Sol que seu fraco campo gravitacional não consegue prender os gases.

Sua rotação é lenta, mas ele tem uma grande velocidade orbital, de cerca de 50 quilômetros por segundo. Um ano em Mercúrio é equivalente a 88 dias da

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Terra e ele demora 59 dias para completar um giro em seu eixo. Como Mercúrio completa três rotações a cada duas órbitas em torno do Sol, um dia dura quase 176 dias da Terra. Isso faz com que os dias em Mercúrio durem o dobro que seus anos.

Mercúrio

Vênus é o segundo planeta a partir do Sol e tem aproximadamente o mesmo tamanho da Terra. É conhecido como Estrela-D'Alva por causa de seu brilho e também porque é visível ao amanhecer e ao anoitecer, conforme a época do ano. É um planeta telúrico, o que significa que tem uma superfície sólida. Porém, as características de Vênus o tornam bastante inóspito. Duas sondas, a Pioneer Venus 1 e a Magalhães, conseguiram penetrar na atmosfera espessa desse planeta. Elas descobriram que a atmosfera é constituída em sua maior parte pelo venenoso dióxido de carbono e que ventos fortes empurram nuvens amarelas de ácido pela superfície do planeta.

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Durante o dia, as temperaturas chegam a quase 464ºC, tornando Vênus o planeta mais quente em nosso sistema solar. Embora Mercúrio esteja mais próximo do Sol, Vênus é mais quente devido a sua espessa atmosfera de gases.

Em Vênus, um dia dura mais do que um ano. Vênus demora 243 dias da Terra para completar uma volta em torno de seu eixo, mas apenas 223 dias da Terra para completar uma volta em torno do Sol. Outra peculiaridade desse planeta é que ele gira de oeste apara leste, assim, em Vênus, o Sol nasce do oeste e se põe no leste.

Vênus

A Terra é o terceiro planeta a partir do Sol e o quinto maior. Trata-se de um planeta telúrico, o que significa que é sólido o bastante para se pousar, e tem apenas uma lua. A Terra não recebeu o nome de um deus grego ou romano porque as primeiras pessoas que estudaram as estrelas e os planetas não achavam que a Terra era um planeta. "Terra" significa apenas chão. Ela é o único planeta que sabemos ter algum tipo evoluído de vida. Os outros planetas de nosso sistema solar podem ter algum tipo de vida, mas, no máximo, será provavelmente em formas muito primitivas, como micróbios.

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Entretanto não podemos simplesmente descartar a possibilidade de vida planetária em outros planetas.

Se a Terra fosse mais próxima do Sol, os oceanos ferveriam. Se fosse mais distante, os oceanos congelariam. Em volta da Terra há uma camada de ar protetora chamada de atmosfera, que ajuda a manter a temperatura bastante estável. A atmosfera da Terra consiste em sua maior parte de nitrogênio (cerca de 78%) e oxigênio, com pequenas quantidades de dióxido de carbono e vapor d'água. Essas condições permitiram que a vida como conhecemos se desenvolvesse na Terra.

Terra

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Unidade 2 Capítulo 4 – Os Planetas II Marte é o quarto planeta a partir do Sol e o terceiro menor em tamanho, recebeu esse nome por causa de sua cor vermelho-ferrugem. As pessoas associavam a cor vermelho-sangue do planeta com a guerra, portanto, deram o nome de Marte, o deus romano da guerra. Há uma razão simples para a cor vermelha de Marte: seu solo contém dióxido de ferro, a conhecida ferrugem. O seu eixo de rotação tem uma inclinação muito semelhante à do nosso planeta, (25.19º) o que significa que tem estações do ano. Marte está relativamente próximo da Terra sem estar muito próximo do Sol, e tem uma atmosfera muito rarefeita e na maior parte formada por gás carbônico, o que nos permite observar a sua superfície com relativa facilidade.

Apresenta uma superfície com bastante poeira. Ocasionalmente, ventos fortes podem causar tempestades de poeira tão grandes que cobrem o planeta inteiro. Possui duas luas bem pequenas, Fobos e Deimos, que receberam os nomes dos cavalos que puxavam a carruagem do deus romano. Essas luas eram provavelmente asteroides que foram capturados pela força gravitacional do planeta quando se aproximaram de Marte. A viagem da Terra até lá demora cerca de seis meses. O dia de Marte tem aproximadamente a mesma duração do que um dia da Terra. Seu ano dura 687 dias da Terra.

Marte tem muitas características interessantes em sua superfície, incluindo o maior vulcão do sistema solar, o Monte Olimpo. Ele é tão grande que faz o Monte Everest da Terra parecer pequeno. Felizmente, o Monte Olimpo está inativo. O cânion Valles Marineris de Marte é 11 vezes maior e quatro vezes mais profundo do que o Grand Canyon no Arizona, EUA. Isso tudo e muito mais constituem um planeta que tem cerca de metade do tamanho da Terra.

Há séculos pessoas discutem a possibilidade de existir vida em Marte. As espaçonaves que visitaram Marte testaram o solo em busca de sinais de vida e não encontraram nada.

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Júpiter é o maior planeta e oMarte quinto a partir do Sol. Ele é a terceira maior mancha no céu, atrás do Sol e de Vênus. Júpiter é composto quase em sua totalidade por gás, o que significa que não tem uma superfície sólida como a da Terra. Por seu vasto tamanho, o planeta recebeu o nome do rei dos deuses romanos. Júpiter é maior que o dobro de todos os outros planetas juntos.

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Esse grande planeta tem aproximadamente 67 luas, mais do que qualquer outro. As quatro maiores luas são Io, Europa, Ganímedes e Calisto. Considerando seu tamanho, Júpiter gira em uma velocidade surpreendente, completando uma volta a cada 9,8 horas. Júpiter demora 11,86 anos da Terra para completar uma volta em torno do Sol. Observando Júpiter, mesmo que por um telescópio pequeno, é fácil ver que sua superfície é dividida entre faixas de cores claras e escuras. As faixas não são apenas de cores diferentes, mas algumas se movem mais rapidamente do que outras, e elas se movem em direções opostas. Isso torna a camada externa desse planeta um lugar muito turbulento.

As sondas Voyager 1 e 2 visitaram Júpiter em suas viagens pelo Sistema Solar em 1979. Uma descoberta significativa feita por elas é que Júpiter, assim como Saturno, tem anéis, embora os de Júpiter sejam pouco visíveis. Os anéis são escuros e parecem ser feitos de pequenos fragmentos de material rochoso, material que se move em grande velocidade.

Saturno é o sexto planeta a partir Júpiterdo Sol e o segundo maior planeta do Sistema Solar. O planeta recebeu o nome do deus romano da agricultura, um dos deuses mais importantes para os romanos. E constituído principalmente por hidrogênio e hélio, e seus polos parecem achatados devido à rápida rotação em seu eixo.

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Os famosos anéis de Saturno, que são a característica mais marcante do planeta, são compostos de diversos materiais, desde poeira até bolas de neve, passando por rochas. Embora os principais tenham mais de 250 mil quilômetros de largura, eles provavelmente têm menos de um quilômetro de espessura, com diferentes cores e brilhos. Recentemente foram detectadas luas neles. Esse sistema de anéis é composto por milhares de anéis individuais. Os cientistas não sabem exatamente como foram formados, mas alguns acham que eles são compostos por resíduos de quando o planeta foi formado. Outros acham que os anéis podem ser pedaços de luas ou asteroides quebrados.

Um dia em Saturno dura 10,656 horas. Um ano em Saturno dura mais de 29 anos terrestres. Saturno tem aproximadamente 61 luas. Seus tamanhos variam de gigante, como Titã, que é maior do que os planetas Mercúrio e Plutão, a muito pequenas que orbitam o planeta em seus anéis.

Se existisse uma piscina gigantesca para jogar Saturno, ele não afundaria como os outros planetas, isso porque a densidade dos elementos que o compõe é menor que a da água, Saturno é constituído por 90% de Hidrogênio e os outros 10% são Hélio, Metano, Água, Amônia, Etano e Fósforo. Seu interior é feito de rochas, gelo e hidrogênio metálico.

Saturno

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Urano é o sétimo planeta a partir do Sol e recebeu o nome da antiga divindade grega dos Céus, o mais antigo deus supremo. É o terceiro maior planeta do Sistema Solar e é três vezes maior do que a Terra. A atmosfera de Urano é rica em hidrogênio e hélio.

Curiosamente, o equador desse planeta estranho fica quase em ângulo reto com a órbita do planeta em volta do Sol. Portanto, Urano gira do sul para o norte, em vez de leste para oeste como a Terra e todos os outros planetas (ou oeste para leste, como Vênus). É possível que o planeta tenha ficado inclinado para o lado bilhões de anos atrás, ao ter sido atingido por um objeto grande o suficiente para alterar a rotação do mesmo. Devido à sua inclinação incomum, Urano tem estações muito extremas.

Demora 84 anos terrestres para completar uma volta em torno do Sol. De fato, ele está tão longe do Sol que sua temperatura é de aproximadamente 200º C. A duração de um dia em Urano é de 17 horas e 24 minutos.

Assim como Saturno (e o restante dos planetas gasosos), Urano também tem um sistema de anéis. Os anéis são pouco visíveis, compostos por grandes pedras de gelo e poeira espacial.

O planeta tem pelo menos 27 luas, algumas são rochosas, outras são de gelo e algumas que são uma combinação de ambos.

Urano já era conhecido há muitos anos, mas todos que viam o planeta achavam que se tratava-se de uma estrela. Em 1781, Sir William Herschel tornou-se a primeira pessoa a identificar Urano como um planeta. Ele também descobriu duas de suas luas. Em 1782, o Rei George III da Inglaterra nomeou Herschel astrônomo real.

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Urano

Netuno é o oitavo e último planeta a partir do Sol e o quarto maior do Sistema Solar. É um planeta gasoso. Ele recebeu o nome do deus romano do mar. É quatro vezes maior do que a Terra e seu dia dura pouco mais de 16 horas.

Seu ano dura cerca de 165 anos terrestres. A sua órbita é um círculo perfeito.

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Como Netuno demora tanto para orbitar em torno do Sol, as estações nesse planeta duram muitos anos terrestres. O planeta azul tem ventos em sua camada externa que se movem a centenas de quilômetros por hora. De fato, os ventos de Netuno são os mais rápidos do Sistema Solar. Além disso, o planeta tem faixas de cores diferentes que são tão acentuadas quanto as de Júpiter.

Netuno tem um sistema de anéis bastante finos, tão finos que são invisíveis da Terra. O planeta tem pelo menos 13 luas em sua família, incluindo a ativa Tritão. As imagens enviadas pela Voyager mostraram erupções escuras na superfície lunar que parecem os gêiseres da Terra. Os cientistas determinaram depois que esses "gêiseres" eram na verdade erupções de nitrogênio abaixo das calotas polares. Tritão orbita Netuno em direção contrária.

Eventualmente, acreditam os cientistas, ela se aproximará de Netuno o suficiente para ser destruída pela gravidade do planeta. A atmosfera de Netuno é constituída por hélio, hidrogênio e metano. O metano absorve a luz vermelha e reflete a luz verde, o que faz com que Netuno tenha uma aparência azul.

Netuno

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Tritão

Unidade 3 Capítulo 5 – O Sol

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O Sol não está exatamente no centro dessas órbitas, como se pode ver na figura abaixo, razão pela qual os planetas podem encontrar-se, às vezes, mais próximos ou mais distantes do astro.

Todos os planetas do sistema solar giram ao seu redor, cada um com um período diferente. Ele é o responsável pelo suprimento de energia da maioria dos planetas.

O Sol é uma estrela, como todas as outras que vemos no céu à noite. A diferença é a distância. As outras estão a anos-luz de distância, ao passo que o Sol está apenas a 8 minutos-luz de distância (milhares de vezes mais próximo).

Ele está "queimando" há mais de 4,5 bilhões de anos, e deve continuar por mais alguns bilhões. É composto de uma grande quantidade de gás, principalmente hidrogênio e hélio. Por ser tão grande, sua gravidade é imensa, o suficiente para a força gravitacional segurar todo aquele hidrogênio e hélio (e para manter todos os planetas nas órbitas à sua volta).

O Sol não "queima" como um pedaço de madeira queimaria. Na verdade, ele é um reator gigante.

No interior, haverá um núcleo, no qual a gravidade puxa toda a massa para o interior e cria uma pressão intensa. A pressão é forte o bastante para forçar os átomos de hidrogênio a se unirem em reações de fusão nuclear.

Haverá uma zona radiativa, nesta zona, a energia do núcleo é conduzida para fora pelos fótons. E também haverá uma zona conectiva, a qual é dominada por correntes de condução de calor que levam a energia para o lado externo da superfície.

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Todas as principais características do Sol podem ser explicadas pelas reações nucleares que geram a sua energia, os campos magnéticos que são causados pela movimentação dos gases e a imensa gravidade.

A atmosfera do Sol será composta de três partes: A fotosfera, que é a região mais inferior da atmosfera do Sol e é o que podemos ver da Terra. Tem de 300 a 400 quilômetros de largura e uma temperatura de aproximadamente 5.500ºC. Parece borbulhante ou granulada.

Os "grãos" são as superfícies das células de corrente de convecção de calor Ao atravessar a fotosfera, a temperatura cai e os gases, por estarem mais frios, não emitem tanta energia em forma de luz. Portanto, a extremidade exterior da fotosfera parece escura, um efeito chamado obscurecimento de limbo, responsável pela borda definida da superfície do Sol. A cromosfera, que está acima da fotosfera cerca de 2 mil quilômetros de distância. A temperatura aumenta através de toda a cromosfera cerca de 4.200 °C para 9.700 °C. Acredita-se que a cromosfera é aquecida pela convecção de calor dentro da fotosfera subjacente. À medida que os gases se agitam na fotosfera e produzem ondas de choque que aquecem os gases situados nas proximidades, as quais perfuram a cromosfera em forma de milhões de erupções em forma de jatos de gás quente chamadas espículas.

E a coroa, que é a última camada do Sol e está a milhões de quilômetros de distância da fotosfera. O melhor momento para vê-la é durante um eclipse solar ou em imagens de raio X do Sol. A temperatura média da coroa é de cerca de 2 milhões de kelvins, embora não se saiba por que ela é tão quente. Acreditase que seja pelo magnetismo do Sol. A coroa tem áreas brilhantes (quentes) e áreas escuras chamadas buracos coronais. Os buracos coronais são relativamente frios e acredita-se que sejam áreas em que partículas do vento solar conseguem escapar.

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Grande proeminência eruptiva solar com uma imagem da Terra adicionada para a comparação do tamanho. Esta proeminência em 24 de julho de 1999 foi particularmente grande e na forma de arco, e chegou a atingir 35 vezes o tamanho do planeta Terra.

Órbitas dos planetas do Sistema Solar

Capítulo 6 – Buracos Negros

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Um Buraco Negro é o que sobra quando morre uma gigantesca estrela.

Pelo fato de as estrelas serem imensas e feitas de gás, existe um campo gravitacional intenso que tenta constantemente fazê-las entrar em colapso. As reações de fusão que ocorrem no núcleo são como uma gigantesca bomba de fusão que tenta explodir a estrela. O equilíbrio entre as forças gravitacionais e as forças explosivas define o tamanho da estrela. Quando a estrela morre, as reações de fusão nuclear são interrompidas, pois o combustível para essas reações é consumido. Ao mesmo tempo, a gravidade da estrela atrai a matéria para o interior e comprime o núcleo. À medida que o núcleo é comprimido, este se aquece e cria uma explosão, arremessando para o espaço a matéria e a radiação. O que fica é o núcleo altamente comprimido e extremamente maciço. A gravidade do núcleo é tão forte que nem a luz consegue escapar.

Esse objeto literalmente desaparece da visão. Como a gravidade do núcleo é muito intensa, ele se afunda na estrutura do espaço-tempo, criando nele um buraco. Esse objeto é chamado de Buraco Negro.

Unidade 4 22

Capítulo 7 – A Lua De qualquer lugar na Terra, a coisa mais clara vista no céu noturno é, geralmente, a Lua, o único satélite natural da Terra e o mais próximo dos objetos celestes (384.400 km).

A primeira coisa que você observará quando olhar para a superfície lunar são as áreas escuras e as claras. As áreas escuras são as áreas baixas ou planícies e são chamadas de mare ou maria. Essas áreas abrangem somente 15% da superfície lunar.

O restante da superfície lunar consiste nas áreas elevadas, ou terrae. As áreas elevadas são regiões rugosas, montanhosas, cheias de crateras. Os astronautas da Apollo observaram que essas áreas estão, geralmente, cerca de 4 a 5 km acima da elevação média da superfície lunar, ao passo que as áreas baixas são planícies com cerca de 2 a 3 km abaixo da elevação média.

A Lua é cheia de crateras, formadas quando os meteoros atingem sua superfície. Além das crateras, os geólogos observaram a presença de vulcões em formato de cones cineríticos, canais, tubos de lava e antigos fluxos de lava, que indicam que a Lua esteve vulcanicamente ativa em um determinado momento.

A Lua não tem solo verdadeiro, devido ao fato de não haver matéria viva nela. O “solo” é chamado de regolito, que é um pó fino de fragmentos de rocha e partículas de rochas magmáticas vulcânicas entremeadas com rochas maiores.

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Há várias hipóteses sobre a formação da Lua, a maioria não é satisfatória, mas na metade da década de 70, os cientistas propuseram uma nova ideia chamada de hipótese do Projétil Gigante. De acordo com esta hipótese, há cerca de 4,45 bilhões de anos, enquanto a Terra ainda estava em formação, um grande objeto (aproximadamente do tamanho de Marte) atingiu a Terra em um determinado ângulo. O impacto lançou fragmentos de rocha no espaço a partir da região do manto da Terra e de sua crosta. O objeto se derreteu e se fundiu ao núcleo da Terra - e os fragmentos de rocha quentes se juntaram para formar a Lua. A hipótese do Projétil Gigante explica por que as rochas da Lua têm uma composição similar à do manto terrestre, porque a Lua não tem núcleo de ferro (porque o ferro no núcleo terrestre e no núcleo do projétil permaneceu na Terra) e porque as rochas lunares parecem ter sido assadas e não têm nenhum composto volátil. Simulações de computador mostraram que essa hipótese é possível.

A temperatura média da superfície da Lua na luz do sol é aproximadamente 130°C e na sombra aproximadamente – 180°C. Não possui atmosfera. Um dia lunar é igual a 29,5 dias da Terra.

Durante os bilhões de anos da existência da Lua, ela foi se movendo e ficou mais afastada da Terra. Além disso, sua taxa de rotação também diminuiu.

A Lua está presa à Terra de acordo com a força das marés, o que significa dizer que a gravidade da Terra "arrasta" a Lua para que gire em seu eixo. Essa é a razão de a Lua fazer sua rotação apenas uma vez por mês e também de o mesmo lado da Lua sempre estar de frente para a Terra.

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Capítulo 8 – Eclipses Lunares À medida que a Lua gira em torno do nosso planeta, ocasionalmente, ela se alinha com a sombra da terra que bloqueia a maior parte da luz solar e impede que esta ilumine diretamente a superfície da Lua, total ou parcialmente.

A esse fenômeno, damos o nome de Eclipse Lunar.

A Terra gera duas sombras em forma de cone. A umbra é a sombra central, mais escura; a externa, mais difusa, é conhecida como penumbra. A penumbra envolve a umbra. Ambos os cones são projetados por trás do lado do planeta que o sol ilumina. Consequentemente, eclipses lunares só podem ocorrer durante a fase da Lua cheia (quando a Lua e o sol estão em lados opostos da

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Terra). Por sua vez, eclipses solares só podem ocorrer na fase da Lua Nova (quando a Lua se interpõe entre o Sol e a Terra). É importante ressaltar que eclipses lunares não ocorrem a cada Lua cheia devido a dois fatores. O primeiro se relaciona às variações nos planos orbitais entre Sol, Lua e Terra. A forma de rotação do Sol e da terra forma um plano eclíptico entre os dois corpos celestes. Já a Lua, porém, não circunda a Terra acompanhando esse plano - em lugar disso, sua órbita tem cinco graus de inclinação em relação ao mesmo. Qualquer ponto em que a Lua cruze o plano eclíptico é conhecido como nodo e a Lua precisa estar perto de um nodo para que possa acontecer um eclipse.

Existem três tipos de eclipses lunares. Os eclipses lunares penumbrais são difíceis de observar e ocorrem quando a Lua atravessa apenas a área de penumbra. Os eclipses lunares parciais acontecem quando uma parte da Lua é obscurecida pela umbra. A Lua só entra completamente na região da umbra em caso de eclipse lunar total.

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Capítulo 9 – Eclipses Solares

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Um eclipse solar ocorre quando a lua passa em uma linha reta entre a Terra e o Sol. A sombra da lua passa sobre a superfície da Terra e encobre a luz do Sol assim visto da Terra.

Como a lua se move em órbita da Terra em um ângulo de aproximadamente 5 graus em relação ao plano de órbita da Terra em torno Sol, ela atravessa o plano orbital da Terra somente duas vezes ao ano. Estes períodos são chamados de períodos de eclipses, porque são os únicos períodos em que os eclipses podem ocorrer. Para que um eclipse ocorra, a lua deve estar em uma fase específica; para um eclipse solar, deve estar na fase de lua nova.

Esta circunstância faz com que os eclipses solares sejam relativamente raros.

A sombra da lua possui duas partes: uma região central (umbra) e uma região externa (penumbra). Dependendo de que parte da sombra passa sobre você, você poderá ver um dos três tipos de eclipses solares: Total, quando a parte inteira central do Sol é encoberta. Parcial, quando somente parte da superfície do Sol é encoberta e Anular, quando somente uma pequena parte do disco solar é vista em forma de anel.

Caso a umbra passe sobre você, a parte central inteira do Sol estará encoberta. Você verá um eclipse solar total e o céu escurecerá como se

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fosse de noite. Durante um eclipse solar total, você pode ver a atmosfera externa do Sol, chamada de coroa. Na verdade, esta é a única vez que você pode ver a coroa.

Caso a penumbra passe sobre você, somente parte da superfície do Sol será encoberta. Você verá um eclipse solar parcial e o céu pode escurecer levemente, dependendo de quanto o disco solar for coberto.

Em alguns casos, a lua está tão distante em sua órbita que a umbra não alcança a Terra. Neste caso, não há região de totalidade, e o que você vê é um eclipse solar anular. Em um eclipse anular, apenas uma pequena parte do disco solar é vista, em forma de anel de luz.

Unidade 5 Capítulo 10 – A Teoria do Big Bang

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O Big Bang é um dos mais famosos e aceitos modelos quanto ao desenvolvimento do universo. Mas apesar de ser famosa, a teoria é também muito incompreendida. Um dos equívocos mais comuns sobre ela é a de que ela descreve a origem do universo. Isso não é totalmente correto. A teoria é uma tentativa de explicar como o universo se desenvolveu de um estado minúsculo e muito denso para aquilo que é hoje. Ela não tenta explicar o que iniciou a criação do universo, o que existia antes do Big Bang ou até o que existe fora do universo.

Outro erro é dizer que o Big Bang tenha sido uma espécie de explosão. A teoria descreve a expansão do universo. Embora algumas versões da teoria se refiram a uma expansão incrivelmente rápida, possivelmente mais rápida que a velocidade da luz, isso ainda assim não representaria uma explosão literalmente.

O universo no início do Big Bang, de acordo com a teoria, era extremamente denso e extremamente quente.

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Havia tanta energia no universo naqueles primeiros momentos que a matéria, tal qual conhecemos, não podia surgir. Mas o universo se expandiu rapidamente, o que significa que foi ficando menos denso e se resfriando. À medida que se expandia, a matéria começou a se formar e a radiação começou a perder energia. Em apenas alguns segundos, o universo se formou a partir de uma singularidade que se estendeu pelo espaço.

• O primeiro segundo: Devido às limitações das leis da ciência, não é possível definir o instante em que o universo surgiu. Em vez disso, pode-se observar o período imediatamente subsequente à criação do universo. Atualmente, o momento mais antigo sobre o qual os cientistas é o ocorrido em t = 1 x segundos.

Nesse tempo, o universo era incrivelmente pequeno, denso e quente.

Essa área homogênea do universo abarcava uma região de apenas 1 x 10-33 centímetros. Hoje, essa mesma quantidade de espaço se estende por bilhões de anos-luz. A temperatura desse universo era de 1 x graus Celsius.

Com a passagem de ínfimas frações de segundo, o universo se expandiu rapidamente, dobrou de tamanho em menos de um segundo. À medida que o universo se expandia, ele se resfriava.

• Os treze bilhões de anos seguintes Muito aconteceu nos primeiros segundo do Big Bang. Depois de 100 segundos, a temperatura do universo se resfriou para cerca de um bilhão de graus Celsius. As partículas subatômicas continuaram a se combinar.

A temperatura do universo continuava alta demais para que os elétrons se ligassem aos núcleos. Eles colidiam com outras partículas subatômicas conhecidas como pósitrons, criando mais fótons. Mas o universo ainda era denso demais para que a luz pudesse brilhar em seu interior.

O universo continuou a se expandir e a se refrigerar Depois de mais 324 mil anos, o universo havia se expandido o suficiente para se refrigerar a 2.727 graus Celsius. Enfim, havia chegado o momento em que prótons e elétrons se tornaram capazes de se combinar para formar átomos neutros de hidrogênio.

Foi neste momento, 380 mil anos após o evento inicial, que o universo se tornou transparente. A luz podia brilhar através dele.

Pelos 100 milhões de anos seguintes aproximadamente, o universo continuou a se expandir e a se resfriar. Partículas de matéria formaram

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aglomerados. A gravidade levou os gases do universo a se contrair em bolsões apertados. Com a contração, os gases se tornaram mais densos e mais quentes.

As estrelas se formaram a partir desses bolsões de gás.

As estrelas começaram a se aglomerar para formar galáxias e, com o tempo, algumas se tornaram supernovas. Com a explosão das estrelas, matéria era ejetada no universo. Essa matéria incluía todos os elementos mais pesados que encontramos na natureza. As galáxias, por sua vez, uniam-se em aglomerados.

Nosso sistema solar se formou, cerca de 4,6 bilhões de anos atrás.

Hoje, a temperatura do universo é de -270 graus Celsius. A seção homogênea do universo sobre a qual podemos teorizar tem cerca de 1 x 1029 centímetros de extensão. É uma área maior do que a que podemos observar fisicamente usando os mais avançados instrumentos astronômicos que existem.

• O que essa teoria nos diz?

Alguns cosmólogos usam a Teoria do Big Bang para estimar a idade do universo, mas devido a diferentes técnicas de medição, nem todos concordam quanto a essa idade. Na verdade, a diferença entre as estimativas pode chegar a dois bilhões de anos!

A descoberta de que o universo está se expandindo conduziu a outra questão.

Ele se expandirá para sempre?

A expansão vai parar ou vai se reverter?

De acordo com a teoria geral da relatividade, depende da quantidade de matéria que o universo contém.

Tudo se resume à gravidade, que é a força de atração entre partículas de matéria.

Caso haja matéria suficiente no universo, a força da gravidade terminará por reduzir a expansão e fazer com que o universo se contraia. Mas se não existe matéria suficiente para reverter a expansão, o universo se expandirá para sempre.

Existem também algumas grandes questões de que a Teoria do Big Bang não trata, como o que aconteceu antes, o que existe além do universo, qual é a forma do universo, entre outras coisas.

• Os seus problemas:

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Desde que os cientistas propuseram a Teoria do Big Bang, muita gente questiona e critica o modelo. Afirmando que ela viola a primeira lei da termodinâmica, segundo a qual matéria e energia não podem ser criadas ou destruídas. E também que a formação de estrelas e galáxias viola a lei da entropia, que sugere que os sistemas em mudança se tornam progressivamente menos organizados. O período inicial de inflação do Big Bang parece violar a norma de que nada pode viajar em velocidade superior à da luz.

Mas contra isso, alguns dizem que naquela época a teoria da relatividade ainda não se aplicava, então poderia ter velocidade superior a da luz.

Existem diversos modelos para explicar o desenvolvimento do universo, mas nenhum dele foi aceito de forma tão ampla como a Teoria do Big Bang.

Capítulo 11 – Corpos Celestes • Asteroides:

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Asteroides são corpos rochosos e metálicos que possuem órbita definida ao redor do Sol, fazendo parte dos menores corpos sistema solar. Possui geralmente da ordem de algumas centenas de quilômetros apenas. São semelhantes aos meteoros, porém em dimensões bem maiores, possuindo formas e tamanhos indefinidos.

• Cometas Cometas também são corpos pequenos do sistema solar, quando se

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aproximam do Sol passa a exibir uma atmosfera difusa, denominada coma, e em alguns casos apresenta também uma cauda, ambas causadas pelos efeitos da radiação solar e dos ventos solares sobre o núcleo. Os núcleos cometários são compostos de gelo, poeira e pequenos fragmentos rochosos, variando em tamanho de algumas centenas de metros até dezenas de quilômetros.

• Estrelas As estrelas são corpos celestes que apresentam uma característica em particular, são bastante reluzentes e essa luminosidade vem do próprio astro.

Um conjunto de estrelas é chamado de

constelação. Estudaremos mais a fundo sobre as estrelas no sétimo ano.

• Meteoróides Meteoróides são fragmentos de materiais que vagueiam pelo espaço e que possuem dimensões significativamente menores que um asteroide e significativamente maiores que um átomo ou molécula.

Ao entrar em contato com a atmosfera da Terra, um meteoróide passa a chamar-se de meteoro, desde que se desfaça na atmosfera e não chegue a atingir a superfície do planeta. Meteoróides que atingem a superfície da Terra são chamados de meteoritos, eles atingem por que não se queimam completamente.

A maioria dos meteoróides é aproximadamente do tamanho de uma pedrinha. Quando um desses pedaços de matéria entra na atmosfera da Terra, a fricção entre o pedaço de matéria e os gases na atmosfera o aquece ao ponto de fazê-lo brilhar aos nossos olhos. A maioria dos meteoros brilha somente por um poucos segundos antes de queimar-se completamente sem atingir a superfície da Terra.

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Quando a Terra passa por uma área onde se encontram pedaços de matéria de um cometa que se desintegrou, ocorre o que se conhece por chuva de meteoros. Chuvas de meteoros ocorrem aproximadamente na mesma data a cada ano. Meteoroides queimam-se na atmosfera e caem à Terra na forma de poeira.

Meteoróide

Meteoro

Meteorito

• Planetas Os planetas se distinguem dos outros corpos celestes em tamanho, temperatura, massa e outros aspectos. São desprovidos de luz e se encontram ao redor de uma estrela, o Sol.

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• Satélites Os satélites são pequenos corpos celestes que se encontram próximo a astros maiores, como a Lua, por exemplo.

Capítulo 12 – Constelações Constelações são agrupamentos de estrelas. Em uma noite escura podemos ver de 1000 a 1500 estrelas, sendo que cada estrela pertence a uma constelação. As constelações foram criadas na antiguidade para ajudar a identificar as estações do ano e hoje nos ajudam a separar o céu em porções menores, mas identifica-las é muito difícil, em geral. Uma das constelações que são fáceis de enxergar é Órion, basta localizar três estrelas próximas entre si, mesmo brilho e alinhadas. São chamadas de Três Marias e formam o cinturão do caçador.

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Unidade

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Capítulo Galáxias

13 –

As galáxias são formadas por agrupamentos de vários Órioncorpos celestes, principalmente por planetas, estrelas, poeira cósmica e outros elementos astronômicos que ficam em um centro comum. A força da gravidade é a principal responsável pela união dos componentes de uma determinada galáxia.

Elas foram divididas em categorias segundo a sua forma aparente, que se refere a sua forma, visualmente falando. Elas podem ser Elípticas, quando ela tem um perfil de luminosidade em forma de elipse. Podem ser Espirais, quando tem forma de disco, com braços curvos. Espirais em barra, que apresentam braços de estrelas e núcleo central menos desenvolvido se comparado às galáxias espirais e podem ser Irregulares, quando suas formas não usuais, ou irregulares.

Somente três galáxias são visíveis da Terra a olho nu a Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães e Andrômeda.

O primeiro a notar a diferença entre Nebulosas Gasosas com linhas espectrais definidas de outras “nebulosas” que exibem espectro contínuo, semelhante a das estrelas, que são conhecidas atualmente como Galáxias, foi William Huggins, pioneiro da Espectroscopia.

• A Via Láctea

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A Via-Láctea é uma galáxia na qual está situado o Sistema Solar. Possui forma espiral e engloba mais ou menos duzentos bilhões de estrelas.

Sua massa atinge cerca de 2 trilhões de massas solares e diâmetro de 100 mil anos-luz, ou seja, um raio de luz com velocidade de 300 mil Km/s demoraria 100 mil anos para atravessar essa galáxia.

Não é possível até nossos dias conhecer completamente a Via-Láctea, pois, ainda é difícil perceber visualmente os recantos mais distantes deste corpo. Isto ocorre porque há muita poeira ao longo deste ‘Caminho de Leite’, o que impede a percepção nítida de seu interior.

Da Via-Láctea são bem conhecidas, portanto, sua extensão e as coordenadas do Sol nesta vasta estrutura, dados estes que foram obtidos há 80 anos.

Também já foi determinado a localização do núcleo da Via Láctea. Ele fica na constelação de Sagitário. É possível distinguir nesta área tanto nebulosas quanto grupos de estrelas. Observando-se do ponto de vista do Sistema Solar do qual o nosso planeta faz parte, pode-se encontrar nessa galáxia a sua faixa mais luminosa.

• Andrômeda Observando com a ajuda de um telescópio, corretamente posicionado, uma das três galáxias que podemos ver a olho nu, veremos a galáxia espiral mais próxima da via láctea, a Galáxia de Andrômeda. Está localizada na

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constelação de Andrômeda, A Princesa, cerca de 2,54 milhões de anos-luz de distância da Terra. É a mais larga galáxia do grupo local, mas embora seja a mais larga, não é a mais maciça, sua massa é menor do que a da Via Láctea, que contém mais matéria escura. Contudo, contem duas vezes mais estrelas do que a nossa Galáxia, que tem aproximadamente meio milhão.

Quando observada sem um telescópio, vemos a galáxia com uma aparência bem uniforme e para observar a sua região central, devemos procurar lugares com pouquíssima iluminação. Usando um telescópio com pouca abertura, o formato oval é totalmente distinguível, já quando observada por um de maior abertura, vemos detalhes mais profundos, como o seu mais brilhante aglomerado globular, que também é o mais brilhante de todo o grupo local. O seu núcleo duplo é dificilmente identificável, a menos que esteja usando um telescópio espacial como o Hubble. É um dos objetos astronômicos mais brilhantes do catálogo de objetos do céu profundo, do astrônomo francês Charles Messier.

Além da Via Láctea, é a galáxia mais estudada. Possibilita o estudo das características de uma galáxia que também são encontradas na Via Láctea, como a estrutura espiral, aglomerados abertos e globulares, matéria interestelar, nebulosas planetárias, remanescentes de supernova, núcleo galáctico, galáxias satélite, entre outros, mas que não podem ser estudadas devido à grande presença de poeira interestelar em nossa Galáxia.

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• Galáxia Rodamoinho Messier 51, conhecida como a Galáxia do Rodamoinho, é uma galáxia espiral na direção da constelação de Canes Venatici. A galáxia é uma das descobertas originais do astrônomo francês Charles Messier, que descobriu o objeto em 13 de outubro de 1773 enquanto observava um cometa, descrevendo-a como uma nebulosa tênue, sem estrelas, difícil de visualizar. Possui uma galáxia satélite, a NGC 5195, também conhecida como Messier 51b, foi descoberta por Pierre Méchain em 21 de março de 1781.

Segundo Méchain, assistente de Messier, o sistema é duplo, cada um tem um centro brilhante, separado. As duas 'atmosferas' tocam uma a outra, sendo a primeira mais tênue que a segunda. Pode ser visto com telescópios amadores em um céu noturno em excelentes condições. Telescópios de abertura de 4 polegadas podem até mesmo definir alguns de seus braços. É a galáxia dominante de um pequeno grupo galáctico, grupo M51, que também contém Messier 63 e várias outras galáxias menores. Está a cerca de 30 milhões de anos-luz em relação à Terra. É uma galáxia grande e brilhante e é a primeira galáxia espiral a ser reconhecida como tal em 1845 por William Parsons, que fez um desenho rico em detalhes da galáxia e seu satélite. Por isso, a galáxia é às vezes referida como a galáxia de Rosse, pois Parsons era o terceiro conde de Rosse.

A estrutura espiral pronunciada da galáxia do Rodamoinho é resultado do

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encontro com sua galáxia satélite, NGC 5195. Devido à interação, o gás na galáxia foi perturbado em comprimido em certas regiões, resultando na formação de novas estrelas. Comum em galáxias espirais, a estrutura espiral é preferivelmente induzido na galáxia mais maciça.

• Galáxia Cata-Vento A Galáxia do Cata-Vento é uma galáxia espiral localizada a cerca de vinte e sete milhões deanos-luz de distância na direção da constelação de Ursa Maior.

Possui entre cento e setenta e duzentos mil anos-luz de diâmetro.

A galáxia espiral foi descoberta pelo astrônomo francês Pierre Méchain em 27 de março de 1781 e foi adicionada como uma das últimas entradas do catálogo de objetos do céu profundo de Charles Messier. Foi uma das primeiras "nebulosas espirais" descobertas da história, quando William Parsons identificou seus braços em 1851. É uma das galáxias espirais mais proeminentes do céu noturno.

Em astrofotografias de curta exposição, apenas sua região central é visível, com uma peculiar assimetria: seu núcleo está consideravelmente deslocado do centro do sistema.

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• Galáxia do Girassol A Galáxia do Girassol é uma galáxia espiral na direção da constelação de Canes Venatici. Ela é um dos membros do Grupo M51, um pequeno grupo de galáxias próximo ao Grupo Local. Foi descoberta em 14 de junho de 1779 por Pierre Méchain e está a uma distância de cerca de 25 milhões de anos-luz.

Foi o primeiro objeto do céu profundo descoberto pelo amigo e colega de observatório de Charles Messier, Pierre Méchain, em 14 de junho de 1779. Foi uma das primeiras galáxias espirais reconhecida como tal por William Parsons, que incluiu-a como uma das "14 nebulosas espirais" de sua lista, em 1850. Foi classificada por Edwin Hubble como uma galáxia tipo Sb ou Sc, exibindo um padrão espiral em "manchas" que podem ser traçadas ao longo de sua periferia.

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Unidade 7 Capítulo 14 – Estrelas • As estrelas e suas propriedades; As estrelas são enormes esferas de gases quentes, principalmente hidrogênio e hélio. Algumas estão relativamente próximas e outras estão muito distantes.

Algumas estrelas estão sozinhas no céu, outras possuem companheiras, que são estrelas binárias e algumas fazem parte de aglomerados que contêm bilhões de estrelas. Nem todas as estrelas são iguais. Elas existem em todos os tamanhos, brilhos, temperaturas e cores. Por meio da luz que elas emitem, podemos medir a temperatura, o espectro, o brilho, a luminosidade, o tamanho, a massa e o movimento.

• Temperatura e espectro; Algumas estrelas são extremamente quentes, enquanto outras são mais frias. Esta afirmação está relacionada à cor que as estrelas emitem. Uma estrela azul ou branca é mais quente do que uma estrela amarela, que é mais quente do que uma outra vermelha. O espectro de uma estrela também pode informar seus elementos químicos porque diferentes elementos, por exemplo, hidrogênio, hélio, carbono, cálcio, absorvem a luz em diferentes comprimentos de onda. Se você olhar a cor mais forte ou o comprimento de onda mais intenso da luz emitida pela estrela, poderá calcular sua temperatura.

• Brilho, luminosidade e raio; Quando se olha o céu à noite, é possível ver que algumas estrelas são mais brilhantes do que outras. O que determina o brilho de uma estrela é a sua luminosidade, que é a quantidade de energia irradiada por ela em um determinado tempo e a distância. Por exemplo, um holofote irradia mais luz do que uma caneta-lanterna. O holofote é mais luminoso, mas se esse holofote estiver a 8 quilômetros de distância, não será tão brilhante porque a intensidade luminosa diminui com o quadrado da distância. Um holofote a 10 quilômetros pode parecer tão brilhante quanto uma caneta-lanterna a 15 centímetros de você. O mesmo é válido para as estrelas.

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A luminosidade também está relacionada ao tamanho da estrela. Quanto maior a estrela, maior a energia emitida, portanto mais luminosa ela será. Se duas estrelas possuem a mesma temperatura, mas tamanhos diferentes, então a estrela maior será mais luminosa do que a menor.

• Massa e movimento; Em 1924, o astrônomo A. S. Eddington demonstrou que a luminosidade e a massa de uma estrela estavam relacionadas. Quanto maior for uma estrela (ou seja, quanto mais massa ela tiver), mais luminosa ela será. A luminosidade vai ser igual a massa elevada ao cubo.

As estrelas ao nosso redor se movimentam em relação a sistema solar.

Algumas se afastam e outras vêm em nossa direção. O movimento das estrelas afeta os comprimentos de onda da luz que recebemos delas, assim como o som agudo da sirene de um carro de bombeiros que se torna mais grave quando passa por nós. Esse fenômeno é chamado de efeito Doppler. Medindo-se o espectro da estrela e comparando-o com o espectro de uma lâmpada padrão, é possível medir a intensidade do desvio Doppler. Essa intensidade nos informa a velocidade com que a estrela se move em relação a nós. Além disso, a direção do desvio Doppler pode nos dizer a direção do movimento da estrela.

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• A vida de uma estrela; Conforme visto anteriormente, as estrelas são grandes esferas de gases.

Novas estrelas se formam a partir de grandes e frias nuvens de poeira e gás, principalmente hidrogênio, que se encontram entre as estrelas existentes em uma galáxia.

Geralmente, ocorre algum tipo de perturbação da gravidade da nuvem, como a passagem de uma estrela em suas proximidades ou a onda de choque da explosão de uma supernova.

A perturbação faz com que grumos se formem no interior da nuvem.

Os grumos entram em colapso entre si, arrastando junto o gás pela gravidade.

O colapso do grumo causa compressão e aquecimento.

Após o colapso, o grumo começa a girar e a se achatar em um disco.

O disco continua a girar cada vez mais rápido, a arrastar mais gás e poeira para dentro e a se aquecer.

Depois de aproximadamente um milhão de anos, um pequeno, quente e denso núcleo se forma no centro do disco, esse núcleo é denominado protoestrela. À medida que o gás e a poeira continuam a cair para o interior do disco, eles conferem mais energia à protoestrela, que se aquece ainda mais.

Quando a temperatura da protoestrela atinge cerca de 7 milhões de kelvins, o hidrogênio começa a se fundir para se tornar hélio e liberar energia.

O material continua a cair para o interior da jovem estrela por milhões de anos porque o colapso em razão da gravidade é maior do que a pressão expansiva exercida pela fusão nuclear. Assim, a temperatura interna da protoestrela aumenta.

Se uma massa suficiente (0,1 massa solar ou maior) entrar em colapso para o interior da protoestrela e a temperatura se elevar a ponto de sustentar a fusão, então a protoestrela liberará uma enorme massa de gás na forma de um

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jato chamado fluxo bipolar. Se a massa não for suficiente, não se formará uma estrela, e em vez disso se tornará uma anã marrom.

O fluxo bipolar elimina gás e poeira da jovem estrela. Uma parte desse gás e poeira poderá mais tarde se aglomerar para formar planetas.

A jovem estrela agora está estável. A pressão expansiva proveniente da fusão do hidrogênio equilibra a atração gravitacional voltada para dentro. A estrela entra na sequência principal e seu lugar nessa sequência dependerá de sua massa.

Agora que a estrela está estável, ela tem os mesmos constituintes que o Sol, um núcleo onde ocorrerão as reações de fusão nuclear, uma zona radiativa onde os fótons retiram energia do núcleo e a zona convectiva, onde as correntes de convecção carregam energia na direção da superfície.

Entretanto, o interior pode variar em relação à localização das camadas.

Estrelas como o Sol, e aquelas com menos massa que ele, possuem as camadas na sequência descrita acima. Estrelas com várias vezes a massa do Sol possuem camadas convectivas profundas em seus núcleos e camadas radiativas externas.

Em contraste, as estrelas intermediárias entre o Sol e aquelas com maior massa podem ter somente uma camada radiativa.

As estrelas na sequência principal queimam por meio da fusão de hidrogênio em hélio. Estrelas grandes tendem a ter temperaturas mais elevadas no núcleo do que estrelas menores. Assim, as estrelas grandes queimam rapidamente o combustível hidrogênio no núcleo, ao passo que as estrelas menores o fazem de modo mais lento. A extensão de tempo que elas passam na sequência principal depende de quão rapidamente o hidrogênio é consumido. Portanto, as estrelas de maior massa possuem tempos de vida mais curtos (o Sol queimará por aproximadamente 10 bilhões de anos). O que acontece assim que o hidrogênio no núcleo se esgota depende da massa da estrela.

• A morte de uma estrela.

Muitos bilhões de anos depois de nascer, uma estrela irá morrer e isso depende do tipo de estrela que ela é.

Se for uma estrela como o Sol, Quando o núcleo ficar sem o hidrogênio, ele se contrairá sob o peso da gravidade. Entretanto, alguma fusão de hidrogênio ocorrerá nas camadas superiores. À medida que o núcleo se contrai, ele se aquece. Isso eleva a temperatura das camadas superiores, fazendo com que se

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expandam. À medida que as camadas exteriores se expandirem, o raio da estrela aumentará e ela se transformará em uma gigante vermelha. O raio do sol gigante vermelho estará além da órbita da Terra. Algum tempo depois, o núcleo se tornará quente o suficiente para fazer o hélio se transformar em carbono. Quando o hélio acabar, o núcleo irá se expandir e esfriar. As camadas superiores irão se expandir e ejetar material que será acumulado ao redor da estrela agonizante para formar uma nebulosa planetária. Por fim, o núcleo também se resfriará até se tornar uma anã branca e, eventualmente, uma anã negra. Isso levará alguns bilhões de anos.

Se for uma estrela de massa maior que o Sol, Quando o núcleo fica sem hidrogênio, essas estrelas transformam hélio em carbono por fusão, assim como o Sol. No entanto, depois que o hélio se esgota, sua massa é suficiente para fundir o carbono em elementos mais pesados, como oxigênio, neônio, silício, magnésio, enxofre e ferro. Assim que o núcleo se transforma em ferro, ele não pode mais queimar. A estrela sofre um colapso por sua própria gravidade e o núcleo de ferro se aquece. O núcleo se torna tão compacto que os prótons e elétrons se unem para formar nêutrons. Em menos de um segundo, o núcleo de ferro, aproximadamente do tamanho da Terra, encolhe a um núcleo de nêutrons com um raio de aproximadamente 10 quilômetros. As camadas externas da estrela se precipitam para dentro do núcleo de nêutrons, esmagando-o ainda mais. O núcleo se aquece a bilhões de graus e explode (supernova), liberando assim enormes quantidades de energia e material para o espaço. A onda de choque da supernova pode iniciar a formação de estrelas em outras nuvens interestelares. Os restos do núcleo podem formar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, dependendo da massa da estrela original.

Supernova 48