thegoodfellas/blogset-br huggingface dataset:
objetos de Herbig-Haro. [50][51] Esses jatos, combinados com a radiacao de estrelas grandes proximas, podem ajudar a expulsar a nuvem circundante em que a estrela foi formada. [52] Sequencia principalVer artigo principal: Sequencia principalAs estrelas passam cerca de 90 % da sua vida fundindo hidrogenio para produzir helio em reacoes a altas temperaturas e pressoes proximo ao nucleo. Diz-se que tais estrelas estao na sequencia principal e elas sao chamadas estrelas anas. Iniciando a sequencia principal no estagio zero, a proporcao de helio no nucleo da estrela cresce continuamente. Como consequencia, de modo a manter a taxa de fusao nuclear no nucleo, a estrela aumenta vagarosamente sua temperatura e luminosidade[53] estima-se que o Sol, por exemplo, tenha aumentado sua luminosidade em 40% desde que atingiu a sequencia principal, ha 4,6 bilhoes de anos.Toda estrela gera um vento estelar de particulas, que causa um fluxo continuo de saida de gas para o espaco. Para a maioria das estrelas, a perda de massa e desprezivel. O Sol perde 1014 massas solares a cada ano, [54] ou cerca de 0,01% de sua massa total ao longo de toda a sua vida. Entretanto, estrelas muito grandes podem perder 107 a 105 massas solares por ano, afetando significativamente a sua evolucao. [55] Estrelas que comecam com mais de 50 massas solares podem perder mais da metade de sua massa total enquanto permanecem na sequencia principal. [56]Um exemplo de um diagrama de HertzsprungRussell para um conjunto de estrelas que inclui o Sol (no centro). (Ver "Classificacao" abaixo.)O tempo em que uma estrela permanece na sequencia principal depende principalmente da quantidade de combustivel que ela tem para fundir e da taxa a que ela o consome, isto e, da sua massa inicial e luminosidade. Para o Sol, isto esta estimado em 1010 anos. Estrelas grandes consomem seu combustivel muito rapidamente e tem vida curta. Estrelas pequenas (chamadas anas vermelhas) consomem seu combustivel muito lentamente e duram dezenas ou centenas de bilhoes de anos. Ao fim de suas vidas, elas simplesmente ficam cada vez mais palidas. [2] Entretanto, como o tempo de vida dessas estrelas e maior do que a atual idade do universo (13,7 bilhoes de anos), nao se espera que alguma ana vermelha ja tenha atingido este estagio.Alem da massa, a proporcao de elementos mais pesados do que o helio pode ter um papel significativo na evolucao das estrelas. Em astronomia, qualquer elemento mais pesado do que o helio e considerado um metal, e a concentracao desses elementos e chamada metalicidade. A metalicidade pode influenciar o tempo pelo qual uma estrela vai queimar seu combustivel, controlar a formacao de campos magneticos[57] e modificar a forca do vento estelar. [58] As estrelas da populacao II, que sao mais velhas, tem metalicidade substancialmente menor do que as estrelas da populacao I, mais jovens, devido a composicao das nuvens moleculares a partir das quais elas se formaram (ao longo do tempo, essas nuvens ficam cada vez mais ricas em elementos mais pesados, na medida em que estrelas velhas morrem e liberam parte de suas atmosferas).[editar] Pos-sequencia principalVer artigo principal: Gigante vermelhaA
medida que estrelas de pelo menos 0,4 massa solar[2] exaurem o estoque de hidrogenio em seu nucleo, suas camadas exteriores se expandem muito e se resfriam para formar uma gigante vermelha. Por exemplo, daqui a cerca de cinco bilhoes de anos, quando o Sol for uma gigante vermelha, ele se expandira ate um raio de aproximadamente uma unidade astronomica (150 milhoes de quilometros), 250 vezes seu tamanho atual. Como uma gigante, o Sol perdera cerca de 30% da sua massa atual. [59][60] Numa gigante vermelha de ate 2,25 massas solares, a fusao do hidrogenio ocorre numa camada que cobre o nucleo. [61] Posteriormente, o nucleo e comprimido o suficiente para iniciar a fusao do helio e a estrela comeca a gradualmente reduzir o seu raio e a aumentar sua temperatura superficial. Para estrelas maiores, a regiao do nucleo alterna diretamente da fusao do hidrogenio para a do helio. [62] Quando a estrela consome o helio no seu nucleo, a fusao continua numa camada em torno do nucleo quente de carbono e oxigenio. A estrela segue entao um caminho evolucionario paralelo a fase original de gigante vermelha, mas a uma temperatura superficial maior.[editar] Estrelas grandesBetelgeuse e uma estrela supergigante vermelha que se aproxima do fim do seu ciclo de vida.Durante a sua fase de queima de helio, estrelas de massa muito grande (mais do que nove massas solares) se expandem para formar supergigantes vermelhas. Quando este combustivel se extingue no nucleo, elas podem continuar a fundir elementos mais pesados do que o helio.O nucleo se contrai ate que a temperatura e pressao sejam suficientes para fundir o carbono (ver processo de combustao do carbono). Este processo continua em estagios sucessivos supridos pelo neonio (ver processo de combustao do neonio), oxigenio (ver processo de combustao do oxigenio) e silicio (ver processo de combustao do silicio). Proximo ao fim da vida da estrela, a fusao pode ocorrer ao longo de uma serie de camadas (como de uma cebola) dentro da estrela. Cada camada funde um elemento diferente, com a mais externa fundindo hidrogenio, a seguinte o helio e assim por diante. [63]O estagio final e atingido quando a estrela comeca a produzir ferro. Como os nucleos de ferro sao mais fortemente ligados do que quaisquer nucleos mais pesados, se eles se fundem eles nao liberam energia o processo, ao contrario, consumiria energia. Da mesma forma, como eles sao mais fortemente ligados do que todos os nucleos mais leves, a energia nao pode ser liberada por fissao nuclear. [61] Em estrelas muito grandes e relativamente velhas, um grande nucleo de ferro inerte se acumula no centro da estrela. Os elementos mais pesados nessas estrelas podem migrar para a superficie, formando objetos conhecidos como estrelas Wolf-Rayet, que tem um vento estelar denso que se projeta para a atmosfera exterior.[editar] ColapsoUma estrela evoluida e de tamanho mediano comeca a lancar suas camadas externas como uma nebulosa planetaria e, se o que sobra for menor do que 1,4 massa solar, ela encolhe para se tornar um objeto relativamente pequeno (aproximadamente do tamanho da Terra), sem massa suficiente para que
ser um indicador da probabilidade de uma estrela possuir um sistema planetario. [82]A estrela com o menor teor de ferro ja medido e a ana HE1327-2326, com apenas 1/200.000 do teor de ferro do Sol. [83] Em contraste, a estrela super-rica em metal Leonis tem quase o dobro do teor de ferro do Sol, enquanto a estrela 14 Herculis, que possui planetas, tem quase o triplo de ferro. [84] Tambem existem estrelas quimicamente peculiares, que mostram abundancias pouco usuais de certos elementos em seu espectro, especialmente cromo e terras-raras. [85][editar] DiametroAs estrelas variam bastante em tamanho. Em cada imagem da sequencia, o objeto mais a direita aparece como o mais a esquerda no painel seguinte. A Terra aparece a direita no painel 1 e o Sol e o segundo a direita no painel 3.Devido a sua grande distancia da Terra, todas as estrelas, com excecao do Sol, aparecem para o olho humano como pontos brilhantes no ceu noturno, que cintilam por causa do efeito da atmosfera terrestre. O Sol, apesar de ser tambem uma estrela, esta suficientemente proximo da Terra para ser visto como um disco e para fornecer iluminacao. Apos o Sol, a estrela com maior tamanho aparente e R Doradus, com um diametro angular de apenas 0,057 segundos de arco. [86] Os discos da maioria das estrelas tem diametro angular muito pequeno para serem observados com os atuais telescopios opticos baseados em terra, portanto telescopios por interferometria sao requeridos para produzir imagens desses objetos. Outra tecnica para a medicao do tamanho angular de estrelas e atraves da ocultacao. Pela medicao precisa da queda no brilho de uma estrela quando ela e ocultada pela Lua (ou o aumento do brilho quando ela reaparece), o diametro angular da estrela pode ser calculado. [87] As estrelas variam em tamanho desde as estrelas de neutrons, que tem entre 20 e 40 km de diametro, ate supergigantes como Betelgeuse, na constelacao de Orion, que tem um diametro aproximadamente 650 vezes maior do que o Sol cerca de 0,9 bilhao de quilometros. Entretanto, Betelgeuse tem uma densidade muito menor do que a do Sol. [88][editar] CinematicaAs Pleiades, aglomerado estelar aberto na constelacao de Touro. Essas estrelas executam o mesmo movimento pelo espaco.[89] Foto NASAO movimento de uma estrela em relacao ao Sol pode fornecer informacoes uteis sobre a origem e a idade da estrela, assim como sobre a estrutura e evolucao da galaxia que a cerca. Os componentes do movimento de uma estrela sao a velocidade radial, aproximando-se ou afastando-se do Sol, e o movimento angular transversal, que e chamado o seu movimento proprio.A velocidade radial e medida pelo efeito Doppler das linhas espectrais da estrela e e dada em km/s. O movimento proprio e determinado por medicoes astrometricas precisas em milissegundos de arco (msa) por ano. Determinando-se a paralaxe de uma estrela, o movimento proprio pode entao ser convertido em unidades de velocidade. Estrelas com altas taxas de movimento proprio estao, provavelmente, relativamente proximas do Sol, fazendo delas boas candidatas para medicoes de paralaxe. [90]Uma vez que as taxas de movimento sejam conhecidas, a velocidade
massas solares ou mais, [98] devido a completa inexistencia de elementos mais pesados que o litio em sua composicao. Entretanto esta geracao de estrelas superpesadas da populacao III esta extinta ha muito tempo e atualmente elas existem apenas em teoria.Com uma massa apenas 93 vezes maior do que a de Jupiter, AB Doradus C, uma companheira de AB Doradus A, e a menor estrela conhecida que contem fusao nuclear em seu nucleo. [99] Para estrelas com metalicidade similar a do Sol, a massa minima teorica que uma estrela pode ter e ainda possuir fusao no seu nucleo e estimada em 75 vezes a de Jupiter. [100][101] Um estudo recente das estrelas mais fracas descobriu, entretanto, que quando a metalicidade e muito baixa, o tamanho minimo para estrelas parece ser de 8,3% da massa solar, ou 87 vezes a de Jupiter. [101][102] Corpos menores sao chamados anas marrons, que ocupam uma zona cinzenta mal definida entre as estrelas e os gigantes gasosos.A combinacao do raio e massa de uma estrela determina a sua gravidade superficial. Estrelas gigantes tem uma gravidade superficial muito menor do que as estrelas da sequencia principal, enquanto o oposto vale para estrelas degeneradas e compactas, como as anas brancas. A gravidade superficial pode influenciar a aparencia do espectro da estrela, com a gravidade maior causando o alargamento das raias espectrais. [31]As estrelas sao as vezes agrupadas por massa com base no seu comportamento evolucionario, a medida que se aproximam do final das suas fusoes nucleares. Estrelas com massa muito pequena (abaixo de 0,5 massa solar) nao entram no ramo gigante assintotico (AGB), mas evoluem diretamente para anas brancas. Estrelas com massa pequena (entre 1,8 e 2,2 massas solares), dependendo de sua composicao entram no AGB, onde desenvolvem um nucleo de helio degenerado. Estrelas de massa intermediaria possuem fusao do helio e desenvolvem um nucleo degenerado de carbono-oxigenio. Estrelas de grande massa (entre 7 e 10 massas solares, podendo chegar a 5-6 massas solares) possuem fusao do carbono, com suas vidas terminando numa explosao de supernova apos o colapso de nucleo. [103][editar] RotacaoA velocidade de rotacao das estrelas pode ser calculada por aproximacao por meio de medicao espectroscopica ou, com mais precisao, pelo acompanhamento da velocidade de rotacao de manchas estelares. Estrelas jovens podem ter velocidades de rotacao maiores do que 100 km/s no equador. A estrela classe B Achernar, por exemplo, tem uma velocidade de rotacao equatorial de 225 km/s ou mais, conferindo-lhe um diametro equatorial que e mais de 50% maior do que a distancia entre os polos. Esta velocidade e pouco menos do que a velocidade critica de 300 km/s, em que a estrela se desintegraria. [104] Em comparacao, o Sol gira uma vez a cada 25-35 dias, com uma velocidade equatorial de 1,994 km/s. O campo magnetico e o vento estelar servem para reduzir bastante a velocidade de rotacao de uma estrela da sequencia principal, a medida que ela evolui na sequencia principal. [105]Estrelas degeneradas se contrairam numa massa compacta, resultando numa rapida velocidade de rotacao. Entretanto, elas tem velocidades relativamente baixas se comparadas com as
temperatura e pressao resultantes de um nucleo que queima hidrogenio sao suficientes para que ocorra a fusao nuclear e para que seja produzida energia suficiente para impedir o colapso da estrela. [131][132]A medida que os nucleos atomicos sao fundidos no nucleo, eles emitem energia na forma de raios gama. Esses fotons interagem com o plasma circundante, acrescentando energia termica ao nucleo. As estrelas na sequencia principal convertem hidrogenio em helio, aumentando lenta, mas constantemente, a proporcao de helio no nucleo. Finalmente, o teor de helio se torna predominante e a producao de energia cessa no nucleo. Para estrelas com mais de 0,4 massa solar, entretanto, a fusao ocorre numa camada que se expande lentamente em torno do nucleo degenerado de helio. [133]Alem do equilibrio hidrostatico, o interior de uma estrela estavel mantem um balanco de energia de equilibrio termico. Ha um gradiente radial de temperatura em todo o interior, que resulta em um fluxo de energia para o exterior. O fluxo de energia que sai de qualquer camada dentro da estrela e exatamente igual ao fluxo que chega do interior.Diagrama mostrando uma secao em corte de uma estrela do tipo do Sol. Imagem NASAA zona de radiacao e a regiao no interior da estrela onde a transferencia por radiacao e suficientemente eficiente para manter o fluxo de energia. Nesta regiao o plasma nao e perturbado e nao existe nenhum movimento de massa. Se isto nao acontece, o plasma se torna instavel e ocorre conveccao, formando uma zona de conveccao. Isto pode ocorrer, por exemplo, em regioes em que ha fluxos de energia muito alta, tais como as proximidades do nucleo ou em regioes com alta opacidade, como no envoltorio externo. [132]A ocorrencia de conveccao no envoltorio externo de uma estrela da sequencia principal depende da massa. Estrelas com varias vezes a massa do Sol tem uma zona de conveccao no interior profundo e uma zona de radiacao nas camadas externas. Estrelas menores, como o Sol, sao exatamente o oposto, com a zona de conveccao localizada nas camadas externas. [134] Estrelas anas vermelhas com menos de 0,4 massa solar sao totalmente convectivas, o que impede a acumulacao de um nucleo de helio. [2] Para a maioria das estrelas, as zonas de conveccao tambem variam com o tempo, a medida que a estrela envelhece e a constituicao do seu interior se modifica. [132]A parte de uma estrela que e visivel para um observador e chamada fotosfera. Esta e a camada em que o plasma da estrela fica transparente para os fotons de luz, e a energia gerada no nucleo fica livre para se propagar para o espaco. E dentro da fotosfera que aparecem as manchas estelares, regioes de temperatura menor do que a media.Acima do nivel da fotosfera esta a atmosfera estelar. Numa estrela da sequencia principal como o Sol, o menor nivel da atmosfera e a fina regiao da cromosfera, onde as espiculas aparecem e as erupcoes estelares comecam. Ela e circundada por uma regiao de transicao, onde a temperatura aumenta rapidamente numa distancia de apenas 100 km. Para alem desta esta a
coroa, um volume de plasma superaquecido que pode se estender por varios milhoes de quilometros. [135] A existencia de uma coroa parece depender de uma zona de conveccao nas camadas externas da estrela. [134] Apesar de sua alta temperatura, a coroa emite muito pouca luz. A regiao da coroa do Sol normalmente so e visivel durante um eclipse solar.A partir da coroa, um vento estelar de particulas de plasma se expande para fora da estrela, propagando-se ate interagir com o meio interestelar. Para o Sol, a influencia do vento solar se estende por toda a regiao em forma de bolha chamada heliosfera. [136][editar] Caminhos da reacao de fusao nuclearVer artigo principal: Nucleossintese estelarVisao geral da cadeia proton-protonO ciclo carbono-nitrogenio-oxigenioUm conjunto de diferentes reacoes de fusao nuclear acontece no nucleo das estrelas, dependendo da sua massa e composicao, como parte da nucleossintese estelar. A massa final dos nucleos atomicos fundidos e menor do que a soma dos seus constituintes. Esta perda de massa e liberada como energia eletromagnetica, de acordo com a relacao de equivalencia massa-energia E = mc2. [1]O processo de fusao do hidrogenio e sensivel a temperatura, portanto um aumento moderado na temperatura do nucleo resulta em um aumento significativo na taxa de fusao. Como resultado, a temperatura do nucleo de estrelas da sequencia principal varia de 4 milhoes de kelvin, para uma estrela pequena da classe M, ate 40 milhoes de kelvin, para uma estrela de grande massa da classe O. [110] No Sol, com um nucleo a 10 milhoes de kelvin, o hidrogenio se funde para formar helio na reacao em cadeia proton-proton: [137]41H 22H + 2e+ + 2e (4.0 MeV + 1.0 MeV)21H + 22H 23He + 2 (5.5 MeV)23He 4He + 21H (12.9 MeV)Essas reacoes resultam na reacao global:41H 4He + 2e+ + 2 + 2e (26.7 MeV)onde e+ e um positron, e um foton de raio gama, e e um neutrino e H e He sao isotopos de hidrogenio e helio, respectivamente. A energia liberada por esta reacao esta em milhoes de eletron-volts, o que e na realidade uma pequena quantidade de energia. Entretanto, numeros enormes dessas reacoes ocorrem constantemente, produzindo toda a energia necessaria para sustentar a emissao de radiacao da estrela.Massa estelar minima requerida para fusaoElementoMassassolaresHidrogenio0,01Helio0,4Carbono5[138]Neonio8Em estrelas com massas maiores, o helio e produzido em um ciclo de reacoes catalisadas pelo carbono - o ciclo carbono-nitrogenio-oxigenio. [137]Em estrelas evoluidas com nucleos a 100 milhoes de kelvin e massas entre 0,5 e 10 massas solares, o helio pode ser transformado em carbono no processo triplo-alfa, que usa o elemento intermediario berilio: [137]4He + 4He + 92 keV 8*Be4He + 8*Be + 67 keV 12*C12*C 12C + + 7.4 MeVPara a reacao global:34He 12C + + 7.2 MeVEm estrelas de grande massa, os elementos mais pesados tambem podem ser queimados em um nucleo em contracao atraves dos processos de combustao do neonio e de combustao do oxigenio. O estagio final no processo de nucleossintese estelar e o processo de combustao do silicio, que resulta na producao do isotopo estavel ferro-56. A fusao nao pode avancar mais
No mundo , somos cerca de 6 bilhoes de seres humanos .No Brasil , aproximadamente 190 milhoes mas sabemos que nao existem duas pessoas com o jeito de ser exatamente igual .As muitas vezes encontramos pessoas parecidas ,mas sempre percebemos muitas diferencas quando observamos bem.E incrivel que , com tantas pessoas ninguem seja copia de ninguem .Cada um de nos e original .Podemos ,ate,ter o mesmo nome,ou morar na mesma rua ,na mesma cidade ,gostar das mesmas coisas , torcer pelo mesmo time ,e,mstudar na mesma escola ,mas somos diferentes em muitos aspectos. VAMOS AO CIRCO!!!Todo alunado da escola teve a oportunidade de prestigiar um espetaculo oferecido a escola, onde a descontracao tomou conta de cada aluno presente. 06 Dezembro 2011 Do VNTA Escola Municipal Placido Tomaz de Lima, da cidade de Varzea/RN, realizou na terca-feira, 06 de dezembro de 2011, a cerimonia de formatura dos alunos da Pre-Escola. Na festa, pais dos formandos participaram da cerimonia, onde presenciaram momentos unicos na vida de seus filhos. O evento contou com a presenca da Secretaria de Educacao, direcao da escola e professores da turma. Tambem estiveram presentes, o prefeito, Getulio Ribeiro, a primeira dama, Dra Elizabete, e os vereadores, Jose Arimateia, Telma Regia e Marcio Anacleto, onde deixaram suas mensagens aos alunos e familiares.VNT CLICK: veja fotos da cerimonia AQUI Pascoa 2012A Escola Municipal placido Tomaz comemorou mais uma pascoa na escola, o projeto desenvolvido teve a participacao de toda equipe e o apoio da prefeitura Municipal de varzea, alem das festividades houve a efetivacao do projeto PASCOA SOLIDARIA projeto idealizado desde 2009 e que vem sendo renovado a cada ano, com o objetivo de arrecadar cestas basicas e distribuir entre as familias mais carentes da escola. As aulas do ano letivo 2012 iniciarao no dia 5 de Marco do corrente ano, a escola Placido se prepara para receber seu alunado, dando-lhes apoio para o bom desenvolvimento na aprendizagem com material pedagogico de qualidade, salas bem ambientadas, carteiras confortaveis, aula de informatica com 20 computadores, aula de leitura, apoio ao esporte e demais atividades todas apoiodas pela Prefeitura Municipal. DIA DAS MAESNo segundo domingo de maio nossa escola comemorou o dia das maes, o evento contou com a ilustre presenca da vice prefeita Cleide Carvalho, da Secretaria de Educacao do Municipio Gabriela Mauricio de Pontes, bem como da equipe escolar. O dia das Maes e desenvolvido todos os anos em parceria com a prefeitura municipal, funcionarios e a comunidade que doam presentes para a realizacao deste tao sublime evento, onde na ocasiao houve apresentacoes e homenagens aquela que que tem o dom de gerar a vida. MES MARIANORendemos a Maria Mae do Salvador a nossa homenagem. ENTREGA DE MATERIAL DIDATICOMais uma vez a Escola Placido Tomaz inova e faz a entrega de kits de material didatico contendo (caderno, lapis, borracha, apontador, lapis de cor, regua, caneta) a todos os alunos da escola, uma iniciativa da direcao da escola com o apoio da Prefeitura Municipal. A Escola placido tomaz realizou o projeto ambiental nosso lixo de cada dia, projeto da da comissao do selo
Unicef coordenado pelo professor Jose carlos, o projeto foi desenvolvido com alunos do 9o Ano e teve como objetivo a conscientizacao da tematica LIXO chamando a atencao dos cuidados que devemos ter com o nosso lixo diario e a importancia de cuidar da nossa casa o planeta TERRA, o evento contou com a presenca da Secretaria de Educacao Gabriela Mauricio de Pontes do Secretario de Meio Ambiente Senhor Sebastiao Florencio e do Articulador do Selo Unicef Deivson Marinho. Logo apos houve a comemoracao dos concluintes com entrega simbolica de certificados. 28 Novembro 2011 Do VNTPostado por Beto Bello as 22:56
mesa, presentes e se for plantada em terra melhor ainda, so nao recomendo a sua exposicao ao sol. Lirio BrancoUma flor fina e formal, nao deixa fazer feio em nenhum evento, deixa o ambiente mais serio, e nao menos delicado.TangoPara contrastar com outras flores, formar volume. Transmite alegria alegria e descontracao. Rosas Sao finas, elegantes, alegres, e nos da a liberdade de trabalhar com suas diversas cores. Sao consideradas romanticas, por isso a maioria das noivas acabam escolhendoas rosas. E o melhor esta disponivel o ano inteiro. Boca de LeaoTransmite seriedade e delicadeza, e bastante utilizada em composicao de arranjos de festa.LisianthusUma delicadeza de flor. A Lisianthus pode ser utilizada em arranjo de festa, num arranjo simples em residencias, em buques de noivas, ou buques para presente. Pode ser cultivada em um vaso com terra, e suas opcoes de cores: Roxa, Lilas, Rosa, branca e mescla. DaliaAstromelia que temos o ano inteiro em diversas coresBastante vista em arranjos de festas.