módulo de ensino inovador a vida e a morte das...

Módulo de Ensino Inovador

A Vida e a Morte das Estrelas

APRESENTAÇÃO: Este módulo se destina ao estudo do nascimento e

dos diferentes tipos de mortes das estrelas. Também se dentina a explicar

como podemos nos utilizar das estrelas para nos orientarmos e como

caracterizar uma estrela por meio de sua imagem.

INTRODUÇÃO/JUSTIFICATIVA: Tendo como finalidade apresentar um

módulo inovador para o Ensino de Física, o estudo das estrelas se revela muito

frutífero. Quantas vezes já nos perguntamos e tivemos a curiosidade de saber,

quando crianças (e quando adultos também), o que é aquele “pontinho

luminoso” no céu quando noite, com diferentes brilhos e até diferentes cores,

como ele foi parar ali ou por que ele fica “parado”, entre outras dúvidas.

Infelizmente, quando essas crianças e adolescentes crescem, em sua maioria,

continuam as dúvidas e poucas vezes esse assunto é abordado no Ensino de

Física. Algo que encanta de poetas (fonte de inspiração em suas liras) a

astrônomos (que buscam nesses “pontinhos” esclarecimentos sobre a origem

do universo, se existe vida em outros planetas, entre outras inquietações) pode

ser tratada do ponto de vista da Física na tentativa de unir, a ânsia das

respostas a tais perguntas, à beleza que está intrínseca nestes astros que são

as estrelas. Essa beleza ficará mais latente aos alunos que participarem deste

módulo nas atividades de observação das imagens das estrelas, e essa união

da Física com o belo se concretizará quando, das observações das imagens,

os alunos utilizarem a Física para o entendimento da vida das estrelas.

Desta forma, este módulo é inovador não só pela temática, mas pela

metodologia adotada em que, a partir das imagens das estrelas, utilizaremos a

Física para explicação de suas características. É também inovador por mostrar

a importância delas para os indivíduos da nossa sociedade e de sociedades de

tempos remotos.

OBJETIVO GERAL: Pretende-se que ao final do módulo o aluno saiba

interpretar imagens de estrelas do ponto de vista da Física utilizando conceitos

como cor, forma, brilho, temperatura e tamanho. Pretende-se também dar

orientações de localização utilizando as estrelas.

PÚBLICO ALVO: este módulo destina-se a alunos de Ensino Médio, que

tenham conhecimentos de gravitação.

NÚMERO DE AULAS: 8 aulas.

CONTEÚDO FÍSICO: Os conteúdos que serão tratados são:

- Localização por meio das estrelas;

- Gravitação;

- Caracterização de estrelas pela cor, brilho, tamanho e temperatura;

- Evolução estelar.

TEMÁTICA DE INTERESSE: O tema evolução estelar faz parte do

escopo de temas que integram o ensino de Astronomia e está na proposta do

curricular do Estado de São Paulo para o ensino de Física. Além disso, este

tema é de importância relevante como alternativa ao ensino tradicional,

mostrando que o universo dos conteúdos da Física pode ser diversificado e

apresentado com metodologias inovadoras e diferenciadas, incrementando ao

aluno um senso estético à Física, além de apresentar uma ferramenta de

localização que, embora em desuso nos dias de hoje, foi utilizada por muitos

séculos por antigos povos, que é a localização pelas estrelas.

QUADRO SINTÉTICO

ATIVIDADE MOMENTOS TEMPO

Apresentação da importância das estrelas e

leitura do texto “As estrelas na antiguidade”.

Discussão das questões.

Proposição da atividade

Atividade: Construção de um planisfério

1. Construindo um

planisfério

Proposição de exercícios e observações

2 Aulas


Atividade: classificação das estrelas em

categorias prévias utilizando imagens

Análise, discussão e revisão das respostas dos

alunos

Apresentação das principais características das

estrelas e leitura do texto “O que é uma estrela?”

2. Classificando estrelas

utilizando imagens

Revisão das categorias produzidas na atividade

anterior “classificação das estrelas”

2 Aulas


Atividade: Construção do Diagrama H-R pelos

alunos.

Discussão e analise dos gráficos.

3. Construindo o

Diagrama H-R

Demonstração do Diagrama H-R fazendo as

pontes necessárias entre o mostrado e o

construído pelos alunos.

2 Aulas

Apresentação da Parte 2 e 3 do filme “A morte e

a vida das estrelas – Carl Sagan” sobre os tipos

de morte

Leitura do texto “A morte do Sol e de outras

estrelas”.

Discussão das questões sobre o texto e o filme.

Apresentação da Parte 1 do filme “A morte e a

vida das estrelas – Carl Sagan” sobre a relação

entre massa inicial e seu tipo de “morte”.

4. Os tipos de morte de

uma estrela

Fechamento do curso.

2 Aulas

DESCRIÇÃO AULA A AULA

AULA 1

Tema da aula: O significado das estrelas para as civilizações

Objetivo da aula: Motivar. Tratar da importância das estrelas.

Motivação: Esclarecimento do significado e utilidade das estrelas para as

diversas civilizações.

Conteúdo Físico:

• História da Astronomia e importância dela para as

civilizações;

Recursos Instrucionais:

• Recurso de Ensino 1- Texto “As Estrelas na

Antiguidade”

Momentos:

Tempo Desenvolvimento da aula

5 min. O professor questiona sobre as expectativas dos alunos sobre o

módulo e esclarece possíveis enganos e dúvidas

30 min. O professor propõe que os alunos se reúnam em grupo de

quatro pessoas. Entrega o texto “As estrelas na antiguidade”

para cada grupo e propõe as questões que estão no final do

texto para discussão entre o grupo após a leitura. O grupo

deverá ter um relator que irá registrar as respostas do grupo

para posteriormente lê-las para a classe.

25 min. Um por vez, cada relator lê as respostas para a classe. Ao final

das respostas, ou durante, o professor discute com os alunos

apontando equívocos e mostrando a explicação física para as

questões.

AULA 2

Tema da aula: Construindo um planisfério.

Objetivo da aula: Construir um planisfério celeste, aprender seu manuseio

e realizar alguns exercícios

Motivação: Demonstrar como podemos nos orientar por meio das

estrelas.

Conteúdo Físico:

• Constelações;

• Orientação espacial.


• Recurso de Ensino 2 – Atividade “O Planisfério”

Momentos:


10 min. O professor explica como será a montagem dos planisférios.

30 min. O professor propõe aos alunos que realizem a montagem,

auxiliando-os quando necessário.

20 min. Os alunos fazem os exercícios propostos pelo professor.

Aulas 3

Tema da aula: Taxionomia das estrelas.

Objetivo da aula: Comparar imagens de estrelas observadas agrupando-

as por semelhanças.

Motivação: Trabalhar com imagens de estrelas.

Conteúdo Físico:

• Evidenciar as características das estrelas por meio de suas

imagens.


• Recurso de Ensino 3 - Fotos das estrelas;

• Data show.

Momentos:


10 min. O professor apresenta as imagens que estão em anexo

aos alunos. Pede aos alunos que formem grupos e propõe a

eles que tentem separar as imagens das estrelas em

determinadas categorias estabelecidas por eles. Cada categoria

deverá receber um nome e uma justificativa. Por exemplo:

Nome: estrelas vermelhas

Justificativa: Todas as estrelas vermelhas fazem parte

deste grupo.

50 min. Os alunos realizam a atividade e enquanto isso o professor

circula entre os grupos auxiliando-os, porém sem dar respostas

definitivas, apenas incentivando. Se a justificativa da

categorização tiver lógica, o professor apóia e pede pra escrever

no papel. Se não tiver, tenta desconstruir o argumento do aluno.

O principal papel do professor nessa atividade é orientar.

Aulas 4

Tema da aula: Um pouco mais sobre estrelas.

Objetivo da aula: Embasar os alunos com alguns parâmetros para a

caracterização de uma estrela

Motivação: Entender como tratamos as estrelas pelas suas características

físicas.

Conteúdo Físico:

• Caracterização das estrelas pela cor, temperatura, raio,

luminosidade.

• Lei de Wien


• Data show;

• Recurso de Ensino 4 - Texto “O que é uma estrela”.

Momentos:


10 min. Os alunos comentam para a classe suas classificações

mostrando suas justificativas da atividade da aula anterior.

20 min. Os alunos lêem o texto “O que é uma estrela” em grupo.

30 min. O professor esclarece dúvidas dos alunos e reforça questões

sobre as características das estrelas como cor, temperatura,

raio, luminosidade. Apresenta a Lei de Wien enfatizando a

questão de que a temperatura de uma estrela está relacionada

com sua cor. Para isso o professor pode utilizar o data show.

Após isso, os alunos fazem uma revisão da categorização

realizada na aula anterior.

Aulas 5

Tema da aula: Trabalhando com gráfico.

Objetivo da aula: Por meio de gráfico, apresentar os estágios evolutivos

das estrelas. Preparar os alunos para o entendimento do diagrama H-R.

Motivação: Entender as fases das estrelas entre seu nascimento e sua

morte.

Conteúdo Físico:

• Caracterização das estrelas quanto a sua evolução.


• Folha de gráfico logarítmica.

:


10 min. O professor distribui as folhas de gráficos aos alunos, e pede

para fazerem um gráfico em que o eixo das ordenadas (y) será

a Luminosidade e o das abscissas (x) será a Temperatura das

estrelas trabalhadas anteriormente. Cada ponto representará

uma estrela. Ambos os dados (Temperatura e Luminosidade)

estão localizados nas figuras. É de muita importância que o

professor explique como deve ser a escala do gráfico, já que em

ambos os eixos a escala é logarítmica.

30 min. Os alunos realizam a atividade. O professor deve auxiliar os

alunos na construção.

20 min. O professor pede para que os alunos expliquem seus gráficos.

Por último ele pergunta se esse gráfico então tem alguma

relação com as categorias das estrelas que os alunos

produziram na atividade da aula 3, se essa relação ainda não

tiver sido citada. Fazê-los tentar descobrir a relação.

Aulas 6

Tema da aula: O Diagrama H-R

Objetivo da aula: Apresentar o diagrama H-R e como ele nos auxilia para

entender a evolução estelar. Introduzir os diferentes casos de transformações

das estrelas

Motivação: Aula expositiva com data show.

Conteúdo Físico:

• Diagrama H-R

• Evolução Estelar.


• Recurso de Ensino 5 - Diagrama H-R

• Data show

• Recurso de Ensino 6 - Filme “A Vida e a Morte das

Estrelas” (Partes 2 e 3).

Momentos:


40 min. O professor explica o Diagrama H-R fazendo as pontes

necessárias entre o diagrama mostrado (Recurso de Ensino 6) e

o construído pelos alunos.

20 min. Com o intuito de iniciar a abordagem sobre a evolução estelar, o

professor apresenta o filme “A Vida e a Morte das Estrelas”

(Partes 2 e 3).

Aula 7

Tema da aula: Condições de cada tipo de morte estelar (Parte 1)

Objetivo da aula: Entender que cada tipo de morte de uma estrela está

associado a sua quantidade de massa inicial.

Motivação: Discussão em grupo acerca do texto “A Morte do Sol e de

outros tipos de Estrelas”

Conteúdo Físico:

• Relação entre as forças gravitacional e nuclear;


• Recurso de Ensino 7 - Texto “A Morte do Sol e de outros

tipos de Estrelas”.

Momentos:


60 min. O professor organiza os alunos em grupos, propõe que leiam o

texto “A Morte do Sol e de outros tipos de Estrelas” e responda

as perguntas que estão no texto. Cada grupo deverá ter um

relator que irá anotar as respostas dos grupos para

posteriormente falá-las para a classe.

Aulas 8

Tema da aula: Condições de cada tipo de morte estelar (Parte 2)

Objetivo da aula: Entender que cada tipo de morte de uma estrela está

associado a sua quantidade de massa inicial.

Motivação: Discussão entre a sala de aula com o professor sendo o

mediador.

Conteúdo Físico:

• Dependência da massa para se tornar um tipo de estrela;


• Recurso de Ensino 6 - Filme “A Vida e a Morte das

Estrelas” (Parte 1)

Momentos:


15 min. O professor inicia a aula propondo que o relator de cada grupo

fale as respostas do seu grupo para a sala. Após o relator falar,

abre-se para discussão com a sala.

20 min. O professor responde às questões salientando as principais

dúvidas dos alunos.

5 min. O professor apresenta o filme de Carl Sagan – Parte 1.

10 min. O professor comenta o filme e faz um fechamento enfatizando a

questão que cada tipo de morte está relacionada com a massa

inicial da estrela.

Recurso de ensino 1

As Estrelas na Antiguidade

A astronomia é freqüentemente considerada a mais antiga das

ciências. Os registros astronômicos mais antigos datam de aproximadamente

3000 a.C. e se devem aos chineses, babilônicos, assírios e egípcios. Os astros,

neste primeiro momento, eram estudados com objetivos práticos, como

construir calendários para prever a melhor época para o plantio e a colheita.

A astronomia antiga tinha como objetivo observar os movimentos

do Sol, da Lua, Estrelas e Planetas vistos a olho nu. Um astrônomo da

antiguidade era capaz de diferenciar uma estrela de um planeta, pois estrelas

permaneceriam relativamente fixas durante séculos e os planetas se moviam

consideravelmente em um curto espaço de tempo.

As constelações, que são agrupamentos aparentes de estrelas, eram

úteis para os astrônomos da antiguidade, pois ajudavam a identificar as

estações do ano. Por exemplo, a constelação do escorpião é visível a noite

toda em junho, caracterizando o inverno do Hemisfério Sul. Já Órion é visível a

noite toda em dezembro, caracterizando assim o verão no Hemisfério Sul.

Talvez por causa desse poder de previsão que a observação das

estrelas trazia, os homens da antiguidade podem ter atribuído às estrelas a

capacidade de, através de sua observação, prever o futuro de qualquer um.

Eventos como a explosão de uma supernova podem ter significados diversos

para esses astrônomos antigos, já que eles não tinham acesso ao

conhecimento físico que temos hoje.

Os gregos foram os primeiros a relacionar a Astronomia com a

Matemática. Aristóteles desenvolveu uma idéia de Universo com a Terra no

seu centro, o sistema geocêntrico, que para a época tinha um razoável poder

de explicação sobre determinados movimentos dos planetas. Aristarco de

Samos foi o primeiro a propor um sistema heliocêntrico, que sucedeu o sistema

geocêntrico na Idade Moderna. Hiparco, no séc. IV, desenvolveu o sistema de

magnitude aparente das estrelas, que é base do nosso sistema atual.

Os chineses antigos também buscaram registrar os fenômenos

astronômicos. Registros de estrelas novatas, que hoje chamamos de nova,

podem ser encontrados em documentos antigos. Por exemplo, a supernova

que criou a Nebulosa do Caranguejo em 1054 foi observada por astrônomos

chineses, fato não registrado pelos europeus da época.

Nas grandes navegações do século XV as estrelas tiveram importância

fundamental, pois foi através do estudo das constelações que os navegadores

conseguiram se localizar durante as travessias pelos oceanos. Conhecer a

posição das constelações durante o ano era a questão fundamental para se

chegar ao destino correto ou não.

Questões

1) Construir calendários era uma atividade que os povos antigos, como

os egípcios, se dedicavam. Como vocês acham que seria possível a

construção de um calendário por meio da observação dos astros?

2) Se as estrelas se movimentam durante o ano, quem está parado no

Universo, a Terra ou as estrelas?

Recurso de Ensino 2

Planisfério Celeste

O planisfério é um instrumento muito útil para auxiliar na localização e

identificação dos astros, mostrando em um único dispositivo as possíveis

aparências que o céu de um determinado lugar assume com o passar dos dias

e das horas com o passar do ano. Sendo assim, com a atividade a seguir,

propomos a construção deste instrumento:

Instruções para montagem:

1. Imprimir as duas figuras em papel A4. 2. Cortar ao longo da linha preta sólida do envelope do planisfério,

removendo também a região oval do interior do envelope. 3. Dobrar o envelope ao longo das linhas pontilhadas. 4. Colar ou fixar uma fita na parte de trás do envelope, formando um bolso. 5. Colocar o planisfério dentro do envelope.

Instruções para o uso do planisfério

1. Girar o planisfério fazendo coincidir a data com a hora desejada para observação

2. Faça coincidir o horizonte indicado no planisfério com seu horizonte (Por exemplo, Norte com Norte)

3. Localize no planisfério a constelação que você quer encontrar no céu. 4. Ao olhar para o céu, as posições das estrelas deverão coincidir com as

indicadas no planisfério.

Atividades

1. Obter o céu visível no dia 11 de Julho às 22h00min. 2. Obter o céu visível no dia 31 de Dezembro às 23h00min

3. Atividade de campo: Observar o céu à noite e anotar as constelações observadas.

Recurso de Ensino 3

Antares

Tamanho: 490 x Raio do Sol

Temperatura da Superfície: 3.550K

Luminosidade: 11.000 x Luminosidade do Sol

Betelgeuse




HIP 22061

Tamanho: 2,2 x Raio do Sol


Luminosidade: 128 x Luminosidade do Sol

Regulus




Rigel




Sírius A



Luminosidade: 22,1 x Luminosidade do Sol

Sírius B




Sol

Tamanho: 1 x Raio do Sol (696.000km)



HIP 88567




Procyon B




Recurso de Ensino 4

O que é uma Estrela?

As estrelas são astros luminosos de forma esférica. São formados

de gás incandescente, aquecido a altas temperaturas por causa das reações

termonucleares que ocorrem no seu núcleo. O Sol é uma estrela, a mais

próxima de nós, que está a cerca de 150 milhões de quilômetros. A segunda

estrela mais próxima da Terra, Próxima Centauri, está a 4,2 anos luz de

distância, que equivale a cerca de 39,7 trilhões de quilômetros.

As estrelas possuem várias características distintas como Cor,

Brilho, Luminosidade, Massa, Composição Química, Origem, etc.

Brilho: Se olharmos para o céu durante a noite, podemos observar

que elas são diferentes quanto ao brilho. Mas antes de qualquer coisa temos

que atentar que nem tudo que brilha a noite é estrela. Os planetas Vênus,

Marte, Júpiter e Saturno também podem ser observados a noite. Ignorando

esse detalhe, as estrelas podem ser classificadas por seu brilho aparente, pois

o que observamos no céu não é o brilho real da estrela e sim a luz dela que

chega a nós. Como as estrelas estão diferentemente distantes de nós, uma

estrela com grande brilho, mas muito longe pode ter, para nós, um brilho menor

que uma estrela menos brilhante e mais próxima.

As estrelas são agrupadas segundo o brilho de acordo com a

classificação de Hiparcos, que define o brilho aparente como magnitude

aparente. Essa classificação tem oito níveis, começando do -1, que são as

estrelas mais brilhantes, até o nível 6, que são as menos brilhantes.

Cor: As estrelas possuem cores variadas, como azul, vermelho,

laranja, etc. Essas cores estão intimamente ligadas à temperatura da estrela

como podemos observar na tabela abaixo:

Composição Química: As estrelas são basicamente formadas de

Hidrogênio e Hélio. Mas com o passar do tempo, os átomos desses elementos

são fundidos uns com os outros formando átomos de elementos mais pesados

como o Lítio, Carbono e Ferro. A presença ou não desses elementos podem

evidenciar a idade de uma estrela.

O Equilíbrio Interno de uma estrela

Uma estrela se forma quando uma nebulosa formada de gás

hidrogênio começa a se concentrar num ponto do espaço através da atração

gravitacional entre os átomos que formam essa nuvem. Conforme essa

contração aumenta, o centro dessa matéria, que chamaremos de proto-estrela,

começa a se aquecer por causa da transformação da energia potencial das

partículas que se agrupam em energia cinética e calor. Com isso, a pressão e

temperatura no centro da proto-estrela aumenta continuamente a tal ponto que

os átomos centrais perdem seus elétrons e os seus núcleos ficam muito

próximos. Se a temperatura continuar aumentando, os prótons do núcleo de

hidrogênio podem colidir e quando se fundem, ocorre a fusão nuclear,

liberando uma grande quantidade de energia. A partir deste momento,

podemos dizer que nasceu uma estrela.

Mas poderíamos perguntar: se existe essa forma gravitacional,

que puxa todas as partículas para o núcleo da estrela, porque ela não continua

diminuindo até colapsar? Quando a estrela nasce, as reações nucleares criam

uma pressão térmica que empurra as partículas para fora do núcleo. Neste

momento, existe dentro da estrela a pressão gravitacional, que puxa as

partículas para o centro e a pressão térmica que empurra as partículas para

fora.

Se por acaso a pressão gravitacional for maior que a térmica, as

partículas começam a se concentrar no núcleo e a estrela começa a diminuir

de tamanho.

Quando a pressão gravitacional é menor que a térmica, as

partículas são empurradas para longe do núcleo, aumentando assim o

tamanho da estrela.

Mas se as duas pressões se equilibrarem, a estrela mantém o seu

tamanho e fica estável.

BIBLIOGRAFIA

- Notas de Aula do Professor Roberto Boczo

- Astronomia e Astrofísica de Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de

Fátima Oliveira Saraiva

Recurso de Ensino 5

O Diagrama H-R

E. Hertzsprung descobriu em 1905 que a largura das linhas espectrais

eram correlacionadas com o brilho intrínseco das estrelas. Considerando uma

amostra de estrelas de temperaturas superficiais semelhantes (mesma classe

espectral), ele verificou que aquelas de linhas estreitas eram mais brilhantes

que as estrelas com linhas largas.

Lembrando que o brilho depende da temperatura e do raio da estrela:

, onde , e que neste caso T é aproximadamente a

mesma para todas as estrelas da amostra, deduz-se que as diferenças nas

linhas espectrais devam ser causadas pelas diferenças nos raios estelares.

Num trabalho independente, utilizando dados diferentes, H. Russel

chegou a uma interpretação semelhante, encontrando que a magnitude

absoluta (diretamente ligada à luminosidade) é bem correlacionada com o tipo

espectral. Ele graficou esses parâmetros para os aglomerados das Plêiades e

das Híades.

Hoje em dia, gráficos desse tipo para grupos de estrelas recebem o

nome de Diagrama Hertzsprung-Russel (ou H-R), onde ficou convencionada

a colocação da magnitude absoluta (ou luminosidade) no eixo vertical e a

seqüência de tipos espectrais (ou temperatura) no eixo horizontal. Neste caso,

a escala de temperatura é invertida, onde temperaturas maiores ficam à

esquerda do gráfico e as menores ficam à direita.

DIAGRAMA H-R

Diagrama H-R

Bibliografia:

http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/aula09/cap9.htm

Recurso de Ensino 6

Filme: “A Vida e a Morte das Estrelas” de Carl Saga n – Série

Cosmos

Esse vídeo foi editado conforme as necessidades do curso e está

dividido em três partes com o intuito de facilitar sua utilização.

Infelizmente, por motivos técnicos, colocamos no site com uma baixa

qualidade e resolução. Sendo assim, estes trechos postados no site servirão

como referência. Pode-se encontrar este filme com uma qualidade e resolução

muito melhores no site www.youtube.com , é só procurar pelo nome do filme e

autor.

Recurso de Ensino 7

A Morte do Sol e de Outros Tipos de Estrelas

Uma estrela nasce quando se iniciam as reações nucleares em seu

núcleo. O combustível dessas reações é o Hidrogênio, que é transformado em

Hélio através de fusão nuclear. Conforme o H vai terminando no centro, as

reações de fusão nuclear vão acontecendo cada vez mais para a parte

periférica da estrela. O núcleo do Sol atingirá então a temperatura de 100

milhões de K e começará a fundir, em seu núcleo, os átomos de He em átomos

de Carbono aumentando a luminosidade da estrela. As camadas externas se

ajustam ao aumento da luminosidade se expandindo e resfriando por causa do

aumento da área superficial transformando-a em uma estrela Gigante

Vermelha. Ela acaba tendo uma coloração avermelhada porque quando a

estrela se expande, ela esfria e a cor avermelhada é mais fria que a cor do sol

atualmente, que é amarelada.

Neste momento a temperatura na Terra será de 720C, os

oceanos ferverão e a atmosfera terrestre sumirá. Como a massa do Sol não é

suficientemente grande para que o núcleo atinja temperaturas da ordem de um

bilhão de K para queimar o C, as reações nucleares cessam no núcleo.

Com o resfriamento das camadas externas do Sol por causa da

expansão, a pressão térmica diminui e a pressão gravitacional faz a estrela

contrair. Como a parte central se contrai mais rápido, se formará no centro uma

pequena estrela que será cercada por uma nuvem gasosa, formada pela parte

externa da estrela Gigante Vermelha. Cria-se uma nebulosa chamada de

planetária. Com o passar do tempo, parte do gás que forma essa nebulosa

volta para a estrela e outra parte se perde para o espaço enriquecendo-o de

elementos formados no interior da estrela.

A estrela que se formou no centro da nebulosa com o passar do

tempo começa a se contrair, mas como não tem massa suficiente para iniciar

as reações nucleares de fusão nuclear do He formado em elementos mais

pesados ela continua a se contrair transformando o restante de H em He.

Como essas fusões ocorrem muito próximas da sua superfície ela se aquece

bastante, tornando-se azulada ou até esbranquiçada. Assim ela se torna em

uma Anã Branca. Neste momento, quando o Sol tiver um raio próximo ao raio

da Terra, sua densidade será de várias toneladas por centímetro cúbico. Um

dos elementos mais denso da Terra, a platina, tem apenas 21g/cm3.

Esse é o destino do Sol e de outras estrelas de massas de 0,08 a

4 massas solares. No caso do sol, como ele deve ter cerca de 4,5 bilhões de

anos e se estima que ele terá mais 4,5 bilhões de anos de vida antes de se

tornar gigante vermelha, podemos afirmar que o sol está na metade de sua

vida.

Questão

1) Sabendo que vemos o Sol com uma coloração amarela, como podemos estimar sua temperatura? Qual é sua temperatura?

Estrelas com massa menor de 0,08 massas solares.

Estrelas desse grupo não tem pressão gravitacional suficiente

para que iniciem as reações nucleares em seu núcleo. Por isso são estrelas

que nunca nascem, mas se tornam corpos escuros, às vezes chamados de

Anã Infravermelha por emitir esse tipo de radiação gerada pela perda de

energia potencial durante a contração.

Como exemplo de Anã Infravermelha podemos citar o planeta

Júpiter, pois se ele tivesse uma massa ligeiramente maior do que aquela que

possui poderia ter se transformado numa estrela irmã do Sol.

Questão

2) A que se deve a pressão gravitacional na estrela?

Estrelas com massa compreendida entre 4 a 8 massas solares.

As estrelas deste grupo tem vida inicial muito parecida com o sol:

fundem o H em He e em seguida se transformam numa super-gigante

vermelha acabando aí as semelhanças. Como essas estrelas tem massa muito

maior que o Sol, durante a contração do núcleo por causa da pressão

gravitacional, as temperaturas interiores podem chegar a alguns bilhões de

graus Kelvin, permitindo o surgimento de outros elementos através de reações

nucleares como C, O, Mg, Si, S até o elemento Fe, que é o elemento mais

pesado que pode ser criando no interior de uma estrela.

Quando o elemento Fe captura um fóton, em vez de liberar

energia ele se rompe, causando a explosão da estrela num evento catastrófico

chamado supernova. Nesta explosão a estrela chega a liberar tanta energia

que ela brilha com uma luminosidade de uma galáxia de 200 bilhões de

estrelas. Após essa explosão, o núcleo que resta é extremamente compacto de

tal maneira que os elétrons dos átomos foram pressionados contra os núcleos

atômicos se ligando aos prótons para formar nêutrons. Seria como compactar

todo o nosso Sol do tamanho de uma cidade. Então chegamos a uma estrela

de nêutrons, que emitem o pouco que resta de energia predominantemente em

forma de ondas de rádio. Essas estrelas tem campos magnéticos muito

intensos e seu eixo magnético nem sempre coincide com seu eixo de rotação.

Assim só detectamos a sua energia emitida quando um dos pólos estiver

apontado para a Terra, dando a sensação que essas estrelas tem brilho

pulsante. Neste caso, essas estrelas de nêutrons são chamadas de Pulsares.

Questão

3) Como é possível obtermos de prótons e elétrons, nêutrons?

Estrelas com massas superiores a 8 massas solares.

Essas estrelas tem início como os outros tipos de estrelas de

grande massa: transformam inicialmente H em He e depois formam C em seu

núcleo. Neste processo de fusão do C, a temperatura aumenta fazendo a

pressão térmica aumentar. Como a massa da estrela é muito grande, a

pressão gravitacional é muito maior que a térmica, fazendo a estrela se contrair

continuamente.

Não existe nenhuma forma de deter essa contração de forma que

a estrela vai diminuindo, diminuindo até que num determinado instante a

aceleração gravitacional se torna tão alta que nem mesmo a luz consegue

escapar da estrela. Neste momento elas deixam de ser vistas por nós, pois se

não podemos ver a luz de uma estrela, como saberemos que ela existe? Neste

momento temos o que denominamos Buraco Negro, pois até a luz de outras

estrelas que passam próximo do buraco negro são absorvidas.

Mas se não podemos observar um Buraco Negro, como sabemos

de sua existência? Existem alguns indícios da sua presença:

- Existem pontos do céu que são fontes de raios X. Essa radiação só

pode ser gerada perto de campos gravitacionais muito intensos, como os que

devem existir próximo de Buracos Negros.

- Estrelas que tem movimento irregular sem causa aparente. Pode ser

que elas sejam atraídas por buracos Negros próximos.

Questão

4) Se a luz (fótons) não possuem massa, como o buraco negro pode

“puxar” a luz de forma a ficar totalmente negro?

BIBLIOGRAFIA

Notas de Aula do Professor Roberto Bozco

Astronomia e Astrofísica de Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de

Fátima Oliveira Saraiva

módulo de ensino inovador a vida e a morte das...

Documents