Na astrofisica, o redshift (desvio para o vermelho) e o fenomeno que acontece quando vemos um objeto se afastando do observador. Este afastamento proporciona uma alteracao na forma com que a frequencia da onda e observada no espectroscopio. Essa frequencia e relativa a velocidade entre o objeto e o observador, quanto mais rapido mais aparencia avermelhada o objeto tera.Este efeito, redshift, faz o comprimento de onda aparente ficar maior quando o objeto se afastando. Ja que o vermelho e a onda eletromagnetica no visivel com o maior comprimento de onda, quando um objeto se afasta vemos ele desviando para o vermelho. E caso contrario, se ele estiver aproximando, ele aparentara ficar menor, e tera um desvio para o azul, menor comprimento de onda. Figura 1. Figura 1: ilustracao do efeito Doppler para ondas eletromagneticas. Creditos da imagem: http://www.psychedelicporcupine.co.uk/2010/02/doppler-effect-and-red-shift/Um exemplo de galaxia com redshift e a galaxia do Sombreiro (Messier 104). Ao olhar para seu espectro percebemos que ela esta se afastando da Terra, pois ele e mais avermelhado que o real. A M104 foi a primeira galaxia que detectaram o desvio para o vermelho, com a sua velocidade de afastamento e de 1000 km/sEdwin Hubble (1889-1953) mediu o tamanho do desvio para o vermelho de varias galaxias e com isto, conseguiu calcular a velocidade de afastamento delas em relacao a Terra. Com estes dados Hubble percebeu que as galaxias mais distantes tinha velocidades maiores e as galaxias proximas tinham velocidade menores. Ou seja, quanto mais distante a galaxia maior a sua velocidade de afastamento. Desta forma, percebeu que as galaxias estavam se fastando da Terra em um processo de expansao. Com esta ideia ele consiguiu apoiar a teoria do BigBang, que o universo esta se espandindo.Referencias:http://en.wikipedia.org/wiki/Doppler_effecthttp://pt.wikipedia.org/wiki/Gal%C3%A1xia_do_Sombreirohttp://en.wikipedia.org/wiki/Redshifthttp://pt.wikipedia.org/wiki/Lei_de_Hubble-HumasonAcademica: Jessica Santos Aevolucao estelar compreende os estagios que a estrela apresentadesde o seu nascimento ate sua morte. Esta dividida em 5 fases quepodem variar dependendo da sua massa. Naprimeira fase, a estrela ainda se encontra em formacao nas nuvensmoleculares (compostas basicamente por Hidrogenio (H) e Helio(He)). Por variacoes no meio, como explosoes de supernovas, essegas sofre variacoes, contrai-se e adensa, formando globulos degas frio. Esses globulos entram em colapso e dao origem asprotoestrelas. A protoestrela, especie de nucleo quente e denso,continua aumentando sua massa e a esquentar cada vez mais, atingindouma temperatura por volta de 8 milhoes Kelvins (K).Nessemomento a protoestrela entra na segunda fase, passando a se chamaroficialmente de estrela e iniciando as reacoes termonucleares. Essafase e conhecida como sequencia principal. A sequenciaprincipal so e atingida se a protoestrela tiver uma massa de nominimo 10% a massa do sol, caso contrario, torna-se uma anamarrom. Durante esse periodo, que compreende a maior parte da suavida, a estrela passa convertendo hidrogenio em Helio, gerandoenergia termica e luz.A evolucao de estrelas depende da sua massa inicial. Na figura tres dos principais caminhos evolutivos. Credito: http://pt.slideshare.net/fisicaboulanger/evoluo-estelarQuandotodo o hidrogenio do nucleo for convertido, a estrela entra na suaterceira fase. Se sua massa for igual a do sol, seu nucleo entra emcolapso, esquenta e da inicio a conversao do hidrogenio aoredor. Isso faz com que a estrela se expanda, aumentando variasvezes