thegoodfellas/blogset-br huggingface dataset:
o Big Bang (ver a parte de Galaxias e Cosmologia). Nesta epoca inicial, a materia de todo o Universo estava a alta densidade e temperatura (esta ultima da ordem de dezenas de milhoes de graus). A fusao nuclear nestes primeiros instantes produziu os elementos mais leves: helio, litio, berilio e boro. Todos os demais elementos, por outro lado, foram formados no interior de estrelas. Do carbono ao ferro, os nucleos atomicos foram formados pela fusao nuclear nas regioes centrais das estrelas. A fusao libera energia, mantendo altas a temperatura e pressao no interior da estrela. Ja nucleos mais pesados do que o de ferro, absorvem mais energia do liberam ao se fundir com outros nucleos. Assim, nao servem como combustivel para os interiores estelares. Onde sao, entao, produzidos esses nucleos pesados, que sabemos existir na natureza? Os elementos pesados tambem sao produzidos na regiao central das estrelas massivas, ao explodirem como supernovas. O mecanismo que faz com que eles sejam fabricados e chamado de captura neutronica. Um nucleo atomico pode capturar um neutron mais facilmente do que um proton, pois o primeiro, sendo eletricamente neutro, nao sofre repulsao eletrica pelo nucleo. Contudo, a existencia de um neutron livre exige condicoes especiais. Essas particulas, quando livres, sao instaveis, decaindo-se rapidamente em um proton e um eletron, em um processo que chamamos de decaimento beta. Alem disso, a captura de um neutron pode tambem produzir um nucleo instavel (ou seja, um isotopo instavel do elemento original), que emite um positron (eletron com carga positiva) e um neutrino, tornando-se um nucleo de outro elemento. O diagrama abaixo mostra a formacao de varios isotopos do elemento cadmio (Cd, de numero atomico 48) por captura de neutrons. Ate o numero de massa 114, nucleos de Cd sao estaveis; ja o isotopo 115 e instavel, rapidamente decaindo para o isotopo do elemento In de mesma massa atomica. Ha dois tipos de captura de neutrons: o processo s e o processo r. As letras se referem a rapidez com que ocorrem, s de "slow" (lento) e r de "rapid" (rapido). O processo s ocorre no caroco central de carbono de uma estrela. Ele ocorre desde que o tempo de decaimento de um nucleo instavel seja longo comparado com o tempo necessario para capturar um neutron. O processo s leva a producao de nucleos ate o bismuto; alem deste elemento os nucleos que podem ser fabricados pela captura de neutrons sao mais instaveis e decaem antes de poderem capturar um outro neutron. O processo r leva a producao de nucleos muito pesados e cheios de neutrons. Neste caso, a captura de neutrons se da em um ambiente suficientemente denso para que mesmo nucleos de tempo de decaimento curto nao tenham tempo de decair. A alta densidade de neutrons necessaria para o processo r e encontrada somente no centro de uma estrela massiva quando ela explode como supernova. Assim sendo, todos os elementos mais pesados encontrados (radium, uranio, plutonio, etc) sao formados em explosoes de supernovas. Essas explosoes tambem sao responsaveis pelo enriquecimento do gas do meio interestelar, semeando com uma
Estrela e um astro que tem luz e calor proprio e que apresenta um brilho cintilante; nome comum aos astros luminosos que mantem praticamente as mesmas posicoes relativas na esfera celeste, e que, observados a olho nu, apresentam cintilacao.Mas por tras disso, existem explicacoes mais cientificas: Cada Estrela e na verdade, uma violenta bola giratoria de gas luminoso e quente. A quantidade de gas que uma Estrela contem e muito importante, uma vez que influencia a gravidade, a temperatura, a pressao, a densidade e o tamanho da Estrela. As Estrelas nascem em grupos, a maior parte dos quais se divide, mas outras sao mantidas juntas pela gravidade. O resto da vida de uma Estrela depende da sua massa. Quanto mais massa, mais curta e tempestuosa e sua vida. Algumas sao simplesmente tao enormes que explodem. Mas a maioria tem um tempo estavel de vida, brilhando firmemente. Com a mudanca de estacoes, novas Estrelas aparecem, sendo 6.000 o total visivel durante o ano todo.As Estrelas diferem muito em cor e brilho. Algumas sao amarelas, outras vermelhas (mais frias), outras azuis (mais quentes). Algumas brilham intensamente, outras brilham pouco, a ponto de nao enxergarmos da superficie terrestre.Fonte: http://www.presenteparahomem.com.br Um quasar (abreviacao de quasi-stellar radio source, ou fonte de radio quase-estelar) e um objeto astronomico distante e poderosamente energetico com um nucleo galactico ativo, de tamanho maior que o de uma estrela, porem menor do que o minimo para ser considerado uma galaxia. Quasares foram primeiramente identificados como fontes de energia eletromagnetica (incluindo ondas de radio e luz visivel) com alto desvio para o vermelho (redshift), que eram puntiformes e semelhantes a estrelas, em vez de fontes extensas semelhantes a galaxias. Os quasares sao os maiores emissores de energia do Universo. Um unico quasar emite entre 100 e 1000 vezes mais luz que uma galaxia inteira com cem bilhoes de estrelas. Enquanto houve inicialmente alguma controversia quanto a natureza destes objetos ate tao recentemente quanto os anos 1980, nao havia um consenso sobre isto ha agora um consenso cientifico[ de que um quasar e uma regiao compacta com 10 a 10,000 vezes o raio de Schwarzschild do buraco negro supermassivo de uma galaxia, energizada pelo seu disco de acrecao.VISAO GERALQuasares apresentam um redshift muito alto, que e um efeito da expansao do espaco entre o quasar e a Terra. Eles estao entre os objetos mais luminosos, poderosos e energeticos no Universo. Eles tendem a existir no centro de galaxias jovens e ativas, e podem emitir ate milhares de vezes a energia emitida pela Via Lactea. Quando combinado com a Lei de Hubble, a implicacao do redshift e a de que os quasares estao muito longe e, portanto, objetos que fazem parte de uma etapa muito anterior na historia do Universo. Os quasares mais luminosos brilham a uma taxa que pode exceder o brilho de uma galaxia media, equivalente a dois bilioes (21012) de sois. Esta radiacao e emitida de forma praticamente homogenea pelo espectro, dos raios-X ao infravermelho, com um pico nas bandas de ultravioleta e optica, sendo que alguns quasares sao tambem fontes poderosas
de anos. Apesar de parecerem apagados quando vistos da Terra, o fato de serem visiveis da distancia em que se encontram deve-se ao fato de serem os objetos mais luminosos no Universo conhecido. O quasar que parece ser mais brilhante no ceu e 3C 273, na constelacao de Virgem. Ele tem uma magnitude aparente de 12,8 (brilhante o suficiente para ser visivel atraves de um telescopio medio, mas tem uma magnitude absoluta de -26,7. De uma distancia de 33 anos luz, este objeto brilharia no ceu tanto quanto nosso Sol. A luminosidade deste quasar e, portanto, cerca de 2 bilioes (21012) vezes mais brilhante que nosso Sol, ou cerca de 100 vezes o total da luminosidade de uma galaxia gigante media como a nossa Via Lactea. Entretanto, este valor assume que o quasar esteja emitindo energia em todas as direcoes. Um nucleo galactico ativo pode ser associado com um jato poderoso de materia e energia, nao precisa estar irradiando em todas as direcoes. Em um Universo contendo centenas de bilhoes de galaxias, a maior parte delas ja teve um nucleo ativo bilhoes de anos atras e devem ser vistas localizadas a bilhoes de anos luz de distancia, e estatisticamente certo que milhares de jatos de energia estao apontados para nos, alguns mais diretamente que outros. Em muitos casos pode ser que quanto mais brilhante o quasar, mais diretamente seu jato esta apontado para nos.O quasar hiperluminoso APM 08279+5255 recebeu, quando foi descoberto em 1998, uma magnitude absoluta de -32,2, apesar da imagem de alta resolucao do Hubble Space Telescope e do Telescopio Keck de 10 m revelarem que o sistema sofreu os efeitos de uma lente gravitacional. Um estudo da lente gravitacional neste sistema sugere que ele foi ampliado por um fator proximo a 10. Ele ainda e muito mais luminoso que os quasares proximos, como 3C 273.Fonte: Curious about Astronomy
Buraco Negro:O buraco negro e um corpo cosmico hipotetico de extrema densidade gravitacional, do qual nenhuma materia ou energia, nem mesmo a luz, consegue escapar. O conceito e formulado pela primeira vez em 1783, pelo ingles John Michell. A compreensao moderna do buraco negro e baseada na Teoria da Relatividade Geral, completada em 1916 pelo fisico Albert Einstein (1879-1955). O buraco negro e formado partir dos restos da explosao de uma estrela com massa dezenas de vezes superior a do Sol. Esse processo ocorre quando a estrela esgota seu combustivel termonuclear interno, passando a se contrair e elevar intensamente a temperatura. O resultado e uma grande explosao (a supernova) e residuos extremamente condensados. Caso essa massa remanescente seja superior duas ou tres vezes a massa do Sol, sua densidade passa a crescer indefinidamente. Tipos de Buraco Negro;Buracos Negros Estelares: Sao originados a partir de estrelas de alta massa (maior do que cerca de 10 vezes a massa do Sol), que, apos passarem pelo estagio evolutivo da sequencia principal e esgotarem seu combustivel para fusao nuclear, passam pelo estagio de gigantes e supergigantes e depois explodem como supernovas. A explosao em supernovas ocorre apos alguns milhares de anos, e, caso o "caroco" restante apos a estrela ter ejetado as suas camadas externas tiver uma massa maior do que 3 massas solares (valor estimado como limite para estrelas de neutrons colapsarem, ainda nao comprovado), ele se tornara um Buraco Negro (BN) estelar. Na Via Lactea, os BNs estelares sao encontrados mais facilmente quando ocorrem em sistemas binarios, ou seja, quando o BN tem uma estrela companheira. Embora nao se observe radiacao do BN, observa-se a radiacao da estrela companheira, e verifica-se, pelo efeito Doppler da luz, que ela se movimenta em torno de uma outra estrela invisivel. Se a massa calculada para esta outra estrela for maior do que 3 massas solares, conclui-se que ali se encontra um BN. Muitas vezes, as camadas mais externas da estrela companheira sao capturadas pelo BN, formando um disco de acrecao, como ilustrado na figura ao lado. Buracos Negros Supermassivos: Encontrados no centro de galaxias, tem massas que variam de milhoes a bilhoes de massas solares. Os BNs supermassivos podem ter sido originados do colapso gravitacional de imensas nuvens de gas ou de aglomerados de milhoes de estrelas no centro das galaxias, que se formaram quando o universo era mais jovem e bem mais denso. Estimativas atuais, obtidas de observacoes de Quasares, indicam que os primeiros BNs supermassivos se formaram quando o Universo tinha menos do que 1 bilhao de anos de idade (a idade atual do Universo e de cerca de 13,7 bilhoes de anos). A acrecao de materia ao BN supermassivo no centro das galaxias produz fenomenos de "feedback", como por exemplo emissao de radiacao e jatos relativisticos a partir do disco de acrecao, como ilustrado na figura ao lado para a galaxia ativa Centaurus A. Buracos Negros de Massa Intermediaria: Embora ja exista comprovacao observacional da existencia de buracos negros estelares, que teriam massa de ate algumas dezenas da massa do Sol, e de supermassivos,
com massa maior do que 1 milhao de vezes a massa do Sol, ha ainda pouca evidencia observacional da existencia de BNs com massa entre estes dois extremos, ou seja, da ordem de milhares de vezes a massa do Sol. Ha alguns estudos que apontam para estes BNs como estando presentes no nucleo de aglomerados globulares de estrelas. Este e o caso do Aglomerado Globular Omega Centauri (ver Figura abaixo), ou de algumas fontes de raios-X, encontradas em outras galaxias (porem nao exatamente no nucleo), conhecidas como ULXs (do ingles, Ultra-Luminous X-ray sources), as quais sao muito luminosas para serem originadas em BNs estelares, mas pouco luminosas para serem originadas em BNs supermassivos.Buracos Negros Primordiais: Preditos teoricamente, esses buracos negros podem ter se formado nos primordios do universo quando, devido a um ambiente favoravel com pressoes e temperaturas extremamente altas, flutuacoes na densidade da materia teriam dando origem a regioes de densidades extremas, onde esses buracos negros poderiam ter se formado. E possivel que devido a expansao do universo essas regioes tenham se dispersado, mas algumas podem ter se mantido estaveis dando origem a buracos negros que durem ate hoje. Esse tipo de buraco negro poderia ter qualquer massa. Assim, podem ter surgido o que os pesquisadores chamam de mini buracos negros, que teriam tamanhos micrometricos. Tambem se considera a possibilidade da formacao de BNs primordiais maiores, que atraves de sua evaporacao poderiam tambem dar orgiem a mini buracos negros.Fonte: http://www.infoescola.com/astronomia/universo/
Em 1879, o fisico austriaco Josef Stefan, que esta interessado na radiacao dos corpos quentes, descobriu que a energia total emitida por um objeto e proporcional a potencia 4 de sua temperatura absoluta. As descobertas maior estrela sao quilowatts Sagitarii, V354 Cephei e KY Cygni, sao cerca de 1 500 vezes maior que nosso sol. Nosso Sol tem um diametro de 1 392 000 km. Betelgeuse e uma super gigante vermelha, uma das maiores estrelas conhecidas. Seu raio e estimado em cerca de 900 vezes a do Sol, se Betelgeuse era o centro do nosso sistema solar se estenderia entre a orbita de Marte e de Jupiter. Antares super gigante vermelha mais proximo de nos tem um diametro de cerca de 700 vezes a do Sol, ou quase 1 bilhao de quilometros. Aldebaran e uma gigante vermelha de magnitude 0,86 e tipo espectral K5 III, o que significa que e laranja, grande e tem deixado a sequencia principal, depois de utilizar todo seu hidrogenio. E basicamente queima de helio e atingiu um diametro 45 vezes solar.Rigel e um gigante azul super, 55 000 vezes mais brilhante que o sol. Com um diametro de cerca de 116 000 000 km, cerca de 35 vezes a do Sol, Rigel estender a orbita de Venus em nosso sistema solar. Arcturus e 20 vezes maior do que o sol, sua magnitude e de -0,04 ea sua distancia do sol e ~ 37 anos-luz. Pollux e de cerca de 8 vezes maior do que o sol, sua magnitude e de 1,09 e sua distancia do Sol e de aproximadamente 33,7 anos luz.* Tamanho em relacao a algumas estrelas super gigantes como Antares, Betelgeuse, Rigel, Aldebaran e algumas anas brancas como Arcturus, Pollux, Sirius e do Sol.nota : Gracas a lei de Stefan-Boltzmann, os astronomos podem calcular os raios das estrelas. O brilho de uma estrela esta escrito L = 4R2T4 L e a luminosidade, e a constante de Stefan-Boltzmann, R e o raio da estrela e T sua temperatura.Fonte: http://www.astronoo.com Os pulsares sao estrelas excepcionalmente pequenas e muito densas. Tanto que 260 milhoes deles poderiam caber no mesmo volume da Terra, e 1,3 milhoes de Terras caberiam no mesmo volume de nosso Sol. Apesar de terem uma pequena fracao do tamanho da Terra, os pulsares podem apresentar um campo gravitacional ate 1 bilhao de vezes mais forte que o nosso. Os astronomos acreditam que essas estrelas de neutrons sejam remanescentes de estrelas que entraram em colapso ou de supernovas. A medida que uma estrela moribunda perde energia, ela entra em colapso. A partir desse momento, toda a sua materia e comprimida para seu proprio interior, tornando-se cada vez mais densa. Quanto mais a materia da estrela se move em direcao ao seu centro, ela gira cada vez mais rapido, da mesma forma que os praticantes de patinacao artistica giram mais rapido ao juntar seus bracos. Isso explica a rotacao incrivelmente rapida de certos pulsares.Por que os pulsares "pulsam"?Os pulsares, na realidade, nao ligam e desligam. Eles emitem um fluxo de energia constante. Essa energia e concentrada em
um fluxo de particulas eletromagneticas que sao ejetadas a partir dos polos magneticos da estrela a velocidade da luz. O eixo magnetico da estrela de neutrons forma um angulo com o eixo de rotacao, exatamente como o norte magnetico e o norte verdadeiro da Terra sao ligeiramente diferentes. A medida que a estrela gira, esse feixe de energia se espalha atraves do espaco, como o feixe de luz de um farol ou a luz de uma ambulancia. Somente quando esse feixe incide diretamente sobre a Terra e que podemos efetuar a deteccao do pulsar com os radiotelescopios.Mesmo que os pulsares emitam luz no espectro visivel, eles sao tao pequenos e estao tao distantes de nos que nao e possivel detectar essa luz. Somente os radiotelescopios podem detectar a forte energia de radio em alta frequencia que eles emitem.O que esperamos aprender por meio da busca e do estudo continuos dos pulsares?Como os pulsares sao encontrados entre os restos de uma supernova que entrou em colapso, eles podem nos ajudar a entender o que ocorre quando as estrelas entram em colapso. Eles tambem podem nos fornecer uma percepcao sobre o nascimento e a evolucao do universo. Alem disso, ha muitas formas pelas quais o comportamento dos pulsares pode variar ao longo do tempo. Primeiro, porque o periodo de cada pulsar nao e exatamente constante. A fonte da radiacao eletromagnetica que podemos detectar e a energia rotacional da estrela de neutrons. A medida que o pulsar emite essa radiacao, ele perde um pouco de sua energia rotacional e fica mais lento. Por meio da medicao de seus periodos de rotacao, mes apos mes e ano apos ano, podemos deduzir exatamente o quanto eles ficaram mais lentos, quanta energia foi perdida no processo e o quanto eles ainda viverao ate que seu giro fique tao lento que nao serao mais capazes de brilhar. Podemos tambem observar que cada pulsar e unico em seu modo de ser. Alguns deles sao excepcionalmente brilhantes, alguns apresentam tremores equivalentes aos nossos terremotos que momentaneamente aumentam seu giro, outros tem como companheiras estrelas em orbitas binarias e algumas duzias deles giram de forma extraordinariamente rapida, ate mil vezes por segundo. Cada nova descoberta fornece dados novos e unicos, que podem ser utilizados pelos cientistas para entender o universo.Fonte: SEED
E um tipo de estrela pequena e possui uma temperatura media superficial entre 5.000 e 6.000oC. A cada segundo, uma ana amarela funde cerca de 600 milhoes de toneladas de hidrogenio para helio, convertendo aproximadamente 4 milhoes de toneladas de massa para energia. Essa fase da vida de uma estrela dura em media 10 bilhoes de anos, e quando isso acontecer, ela se tornara uma gigante vermelha.Gigante vermelhaDurante a maior parte da vida de uma estrela, ela converte hidrogenio em helio. Quando o hidrogenio se esgota, as estrelas passam a queimar helio, e nessa etapa, crescem muito e se transformam numa gigante vermelha. Nessa etapa, com a contracao da materia mais longe do nucleo, a temperatura e pressao no interior da estrela sobe, e as camadas externas da estrelas crescem ate 50 vezes. Quando o helio acaba, a estrela nao tem mais combustivel para queimar, e o astro morre.Ana brancaUma ana branca e o resultado da morte de uma estrela nao tao massiva como o Sol e a maioria das estrelas da Via Lactea. Apos se transformarem numa gigante vermelha e o helio acabar, o nucleo da estrela ira se contrair muito, e esse nucleo contraido e pouco brilhante sera uma ana branca. As camadas externas da estrela se desintegram, formando uma nebulosa planetaria.Ana negraQuando uma ana branca esfria o bastante para estar proximo ao zero absoluto, ela se torna uma ana negra, que esta tao velha que nao consegue mais emitir luz. Mas ainda nao existem anas negras no universo, pois nenhuma ana branca teve tempo ainda de esfriar (isso porque a idade do universo e de quase 14 bilhoes de anos), portanto, essas estrelas ainda sao hipoteticas.Ana laranjaSao semelhantes as anas amarelas, porem menores e menos massivas. Por isso, possuem uma expectativa de vida de 20 a 30 bilhoes de anos e os planetas que as orbitam sao vistos como os mais favoraveis para a existencia de vida.Ana vermelhaSao ainda menores e menos massivas que as anas laranjas e e o tipo mais comum na Via Lactea. A temperatura em sua superficie e de aproximadamente 3600 oC, relativamente fria. Por isso, emitem pouca luz (10% da luminosidade do Sol e possuem uma expectativa de vida semelhante a das anas laranjas.Ana azulEsse tipo de estrela ainda e hipotetico e basicamente existiria por causa do esgotamento de hidrogenio de uma ana vermelha, que aumentaria sua radiacao (nao se expandiria) e se transformaria numa ana azul (ai o que muda e so sua cor), e posteriormente, se transformaria numa ana branca. Mas o universo nao esta velho o bastante para a existencia desse tipo de estrela (pois a vida de uma ana vermelha e muito superior a da idade cosmica), e obviamente ainda nao foi confirmada.Estrela de neutronsE o resultado de uma supernova, uma explosao inimaginavel de uma estrela massiva que produz um brilho incalculavel (leia mais em A morte das estrelas). No momento da explosao da estrela, apos ela colapsar, ela pode unir protons e eletrons, e os atomos passam a nao existir mais nessa estrela, apenas um grande aglomerado de neutrons.
Isso se torna uma estrela de neutrons extremamente massiva e com um incrivel campo gravitacional. Essa estrela pode ser lar da materia estranha. Existem muitos outros tipos de estrelas, dos quais so citamos os principais.Fonte:misteriosdomundo.com