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Primeiramente, vamos começar dar a introdução falando o conceito de UNIVERSO.

O que seria o universo?

A resposta que você procura está aqui, logo abaixo!!

Universo é a formação de tudo que existe fisicamente. Espaço, tempo, planetas, estrelas, galáxias e todos os outros componentes que existem.

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Antes de ir para o que interessa, vamos conhecer um pouco mais sobre o surgimento do Universo acompanhando uma linha do tempo? Vem comigo!

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Big Bang: O universo surge em um estado extremamente quente e denso.

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Expansão acelerada: O universo se expande e esfria rapidamente.

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Formação de átomos: O hidrogênio e o hélio, os elementos mais leves, se formam.

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Primeiras estrelas: As primeiras estrelas se formam a partir de nuvens de gás e poeira.

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População III: Essas estrelas eram muito massivas e brilhantes, e composições diferentes das estrelas atuais.

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Efeito sobre o meio intergaláctico: A radiação das estrelas ioniza o gás, permitindo a formação de estruturas maiores.

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Colisão com Gaia-Enceladus: Uma galáxia menor, Gaia-Enceladus, colide com a Via Láctea, contribuindo para a formação do halo da galáxia.

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Via Láctea após a colisão, atualmente.

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População II: Uma segunda geração de estrelas se forma, com menor massa e metalicidade que a População III.

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Formação do Sol: O Sol se forma a partir de uma nuvem molecular em um dos braços espirais da Via Láctea.

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Formação do Sistema Solar: O Sistema Solar se forma a partir do disco de gás e poeira que circunda o Sol.

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Planetas: Os planetas se formam a partir de acreção de material no disco protoplanetário.

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Início da vida na Terra: As primeiras formas de vida surgem na Terra.

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Estrelas de diferentes massas evoluem de maneiras diferentes.

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Estrelas massivas: Explodem em supernovas, liberando elementos pesados no meio interestelar.

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Estrelas de massa média: Tornam-se gigantes vermelhas e depois anãs brancas.

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Tornam-se anãs vermelhas.

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o universo ainda está em expansão desde que o big bang explodiu.

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Curiosidades sobre o futuro do Universo: 

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Curiosidades sobre o futuro do Universo: 

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Formação de novas estrelas: A formação de estrelas continuará enquanto houver gás e poeira disponíveis.

Morte do Sol: O Sol se tornará uma gigante vermelha em cerca de 5 bilhões de anos.

Expansão do universo: O universo continuará a se expandir e esfriar.

Destino final do universo: O destino final do universo é incerto, dependendo da quantidade de matéria escura e energia escura.

Colisão de Andrômeda e a Via Láctea: Daqui 4 a 5 Bilhões de anos, a Via Láctea irá colidir com a Galáxia Andrômeda, por mais que demore ela está cada vez mais perto de nós.

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Agora vamos para o que realmente importa, a linha do tempo estelar, acompanhe-me para conhecer-mos o processo de formação dessas belezinhas fenômenais, chamadas astros.

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Nascimento de uma estrela:

Uma nuvem de gás e poeira se contrai sob a força da gravidade.

À medida que a nuvem se contrai, ela aquece e começa a girar.

Quando a temperatura e a pressão no centro da nuvem são altas o suficiente, a fusão nuclear começa.

Uma estrela nasceu.

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Incrível, não é mesmo?!

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A estrela passa a maior parte de sua vida queimando hidrogênio em hélio em seu núcleo.

A quantidade de energia que a estrela produz depende de sua massa.

Estrelas mais massivas vivem vidas mais curtas do que estrelas menos massivas.

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Captura da rara imagem de uma morte estelar.

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Quando o hidrogênio no núcleo da estrela se esgota, ela começa a queimar hélio.

Isso faz com que a estrela expanda e se torne uma gigante vermelha.

Eventualmente, a estrela ejeta suas camadas externas, criando uma nebulosa planetária.

O núcleo remanescente da estrela torna-se uma anã branca, uma anã de nêutrons ou um buraco negro.

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Imagem de uma Nebulosa totalmente parecida com um olho humano.

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A nebulosa planetária se expande e se dissipa ao longo de milhares ou milhões de anos.

O gás e a poeira da nebulosa são então reciclados para formar novas estrelas e planetas.

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As estrelas podem ser classificadas em diferentes categorias de tamanho, desde as menores até as maiores. Vejamos os conceitos de cada nos próximos slides para melhorar seu conhecimento astronomico!

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Formação:

Nuvem molecular: Uma nuvem de gás e poeira se contrai sob a influência da gravidade, formando uma proto-estrela.

Proto-estrela: A proto-estrela gira e se aquece, condensando-se em um disco central e uma nuvem circundante.

Anã marrom: Se a massa da proto-estrela for menor que 8% da massa solar, ela não terá temperatura suficiente para iniciar a fusão nuclear no núcleo. Nesse caso, a proto-estrela se torna uma anã marrom.

Evolução:

Queima de deutério: Anãs marrons com massas acima de 13 massas de Júpiter podem iniciar a fusão nuclear de deutério por um curto período de tempo.

Resfriamento: Sem a fusão nuclear contínua de hidrogênio, a anã marrom esfria gradualmente ao longo de milhões de anos.

Atmosfera: A atmosfera da anã marrom se torna cada vez mais densa e opaca à medida que ela esfria.

Cores: A cor da anã marrom muda de vermelho para laranja, amarelo e finalmente marrom à medida que esfria.

Destino final:

Anã marrom fria: A anã marrom se torna cada vez mais fria e escura, eventualmente se tornando indistinguível do espaço ao seu redor.

Evaporação: Anãs marrons com massas muito baixas podem eventualmente evaporar completamente ao longo de bilhões de anos.

Tempo:

Formação: A formação de uma anã marrom pode levar de 1 a 10 milhões de anos.

Queima de deutério: A queima de deutério em uma anã marrom dura apenas alguns milhões de anos.

Resfriamento: O resfriamento de uma anã marrom pode levar centenas de bilhões de anos.

Observações:

As primeiras anãs marrons foram descobertas em 1995.

Astronomos usam técnicas como imagem direta, espectroscopia e astrometria para estudar anãs marrons.

As anãs marrons são um objeto importante para o estudo da formação e evolução estelar.

São estrelas inativas pela sua insuficiencia na massa.

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Nuvem molecular:

Começa como uma densa nuvem molecular de gás e poeira interestelares.

A gravidade contrai a nuvem, formando uma protoestrela.

Protoestrela:

A protoestrela se aquece à medida que contrai.

A fusão nuclear começa no núcleo quando a temperatura e a pressão são suficientes.

A protoestrela se torna uma estrela da sequência principal.

Sequência principal:

A estrela queima hidrogênio em hélio no núcleo.

A estrela brilha com uma luminosidade constante.

A duração da fase da sequência principal depende da massa da estrela. As anãs vermelhas, com massas menores, têm uma vida útil muito mais longa do que estrelas mais massivas como o Sol.

Gigante vermelha:

Quando o hidrogênio no núcleo se esgota, a estrela se expande e se torna uma gigante vermelha.

A estrela queima hélio em carbono no núcleo.

A estrela pulsa e ejeta suas camadas exteriores, formando uma nebulosa planetária.

Anã branca:

O núcleo remanescente da estrela se torna uma anã branca.

A anã branca é densa e quente, mas gradualmente esfria e se torna uma anã negra.

Linha do tempo específica para uma anã vermelha:

Formação: 10 milhões de anos

Sequência principal: trilhões de anos

Gigante vermelha: 100.000 anos

Anã branca: bilhões de anos

Anã negra: tempo infinito

Observações:

As anãs vermelhas são as estrelas mais comuns no universo.

Elas são muito menores e menos massivas que o Sol.

Elas têm uma vida útil muito mais longa do que o Sol.

Elas são menos brilhantes que o Sol e, portanto, mais difíceis de observar.

Algumas anãs vermelhas têm planetas orbitando-as.

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Anã Branca se transformando em "diamante cósmico."

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Fase Principal:

Estrela de massa baixa a média (0,8 - 8 massas solares):

Queima hidrogênio no núcleo por milhões de anos.

Brilha na sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell.

Expansão para gigante vermelha ao consumir o hidrogênio.

Ejeção de massa na forma de nebulosa planetária.

Fase Anã Branca:

Resfriamento gradual ao longo de bilhões de anos.

Emissão de radiação térmica residual.

Diminuição do brilho e da temperatura.

Aumento da densidade (até 1 tonelada por colher de chá).

Cristalização do núcleo (carbono e oxigênio).

Destino Final:

Anã branca fria:

Resfriamento até se tornar invisível (em trilhões de anos).

Transformação em "anã negra" (objeto frio e escuro).

Eventos Possíveis:

Acúmulo de massa em sistema binário:

Explosão como supernova tipo Ia se a massa ultrapassar o limite de Chandrasekhar (1,44 massas solares).

Fusão com a estrela companheira.

Algumas observações:

A linha do tempo específica varia de acordo com a massa inicial da estrela.

Estrelas mais massivas passam por fases intermediárias antes de se tornarem anãs brancas (ex: supergigante vermelha).

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Imagem Betelgeuse que era amarela há 2 mil anos atrás, olhando focadamente parece um queijo derretido em forma redonda...

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Fase Principal da Sequência Principal:

A estrela queima hidrogênio em seu núcleo, emitindo luz e calor.

A temperatura da superfície e a luminosidade da estrela dependem da sua massa.

O Sol está nesta fase há cerca de 4,6 bilhões de anos e permanecerá por mais 5 bilhões de anos.

Fase de Gigante Vermelha:

O hidrogênio no núcleo se esgota e a estrela começa a queimar hélio.

O núcleo se contrai e a temperatura aumenta, enquanto a camada externa se expande e esfria.

A estrela torna-se centenas de vezes maior em diâmetro e milhares de vezes mais luminosa.

O Sol se tornará uma gigante vermelha em cerca de 5 bilhões de anos.

Ramo das Gigantes Vermelhas (RGB):

A estrela queima hélio em um núcleo de carbono e oxigênio.

A luminosidade aumenta gradualmente e a temperatura diminui.

A estrela perde massa através de um vento estelar.

Ramo Horizontal (HB):

A estrela queima hélio em uma camada ao redor do núcleo.

A luminosidade e a temperatura se estabilizam por um curto período.

Ramo Assintótico das Gigantes (AGB):

A estrela queima hélio em um núcleo de carbono e oxigênio.

A luminosidade aumenta e a temperatura diminui.

A estrela perde massa através de pulsos térmicos.

Fase Final:

A estrela ejeta suas camadas externas, formando uma nebulosa planetária.

O núcleo remanescente se torna uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Tempo de Vida:

O tempo que uma estrela passa na fase de gigante vermelha depende de sua massa.

Estrelas mais massivas passam menos tempo nesta fase do que estrelas menos massivas.

O Sol passará cerca de 1 bilhão de anos como uma gigante vermelha.

Impacto na Terra:

Quando o Sol se tornar uma gigante vermelha, engolirá Mercúrio e Vênus.

A Terra pode ser engolida ou tornar-se inabitável.

De todas as estrelas essa classificação é a que mais me chama atenção, totalmente assombroso e interessante né? Te mostrarei novamente algumas observações sobre esses astros fenômenais:

Gigantes vermelhas são algumas das estrelas mais brilhantes do céu.

Betelgeuse, na constelação de Órion, é uma gigante vermelha bem conhecida.

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Fase Principal da Sequência Principal:

Milhões a bilhões de anos: A estrela reside na sequência principal, queimando hidrogênio em hélio no núcleo.

Brilho e temperatura variam: Dependem da massa da estrela. Estrelas mais massivas são mais brilhantes e quentes.

Estabilidade: A estrela mantém um equilíbrio entre a força gravitacional e a pressão interna.

Fase de Gigante Vermelha:

Centenas de milhões a alguns bilhões de anos: O hidrogênio no núcleo se esgota, a estrela se expande e se torna mais fria.

Raio aumenta: Pode atingir centenas de vezes o tamanho original.

Luminosidade aumenta: A estrela se torna mais brilhante, mas com temperatura superficial mais baixa.

Camadas externas pulsantes: A estrela perde massa por meio de ventos estelares.

Fase de Supergigante Vermelha:

Milhões a algumas centenas de milhares de anos: A estrela se torna ainda mais massiva e luminosa.

Raio enorme: Pode atingir milhares de vezes o tamanho do Sol.

Instabilidade: A estrela pulsa e ejeta massa de forma mais intensa.

Formação de uma nebulosa: A massa ejetada forma uma nebulosa planetária.

Destino Final:

Supernova Tipo II (estrelas > 10 massas solares): O núcleo de ferro colapsa, explodindo a estrela em uma supernova.

Anã Branca (estrelas < 8 massas solares): O núcleo remanescente se contrai e esfria, tornando-se uma anã branca.

Eventos Específicos:

Queima de Hélio: O núcleo de hélio começa a se fundir em carbono.

Pulsações: A estrela pulsa de forma regular ou irregular.

Ejeção de Massa: A estrela ejeta grandes quantidades de material, enriquecendo o meio interestelar.

Formação de Nebulosas: A massa ejetada forma nebulosas planetárias, berços de novas estrelas.

Algumas curiosidades "interessantes":

O tempo de cada fase varia de acordo com a massa da estrela.

Estrelas mais massivas evoluem mais rapidamente.

O Sol se tornará uma gigante vermelha em cerca de 5 bilhões de anos.

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Formação:

10^6 - 10^12 anos: Uma estrela massiva (pelo menos 8 vezes a massa do Sol) queima seu hidrogênio e hélio, passando por diferentes fases evolutivas (gigante vermelha, supergigante vermelha).

Explosão de Supernova: Quando o núcleo de ferro da estrela não consegue mais suportar seu próprio peso, ocorre uma explosão cataclísmica, liberando uma enorme quantidade de energia.

Colapso do núcleo: A parte central da estrela, agora composta principalmente de nêutrons, implode sob a força da gravidade, formando uma estrela de nêutrons.

Eventos Importantes:

1932: O físico Walter Baade propõe a existência de estrelas de nêutrons para explicar a origem dos raios cósmicos.

1967: Jocelyn Bell Burnell descobre o primeiro pulsar, um tipo de estrela de nêutrons que emite pulsos regulares de radiação.

1974: A primeira observação direta de uma estrela de nêutrons é feita na Nebulosa do Caranguejo.

1982: A sonda espacial Einstein observa a emissão de raios X de uma estrela de nêutrons.

2017: A primeira detecção de ondas gravitacionais de uma colisão entre duas estrelas de nêutrons.

Desafios e Mistérios:

Composição interna: A estrutura interna das estrelas de nêutrons ainda é um mistério, com diferentes modelos teóricos tentando explicar suas propriedades.

Equação de estado da matéria nuclear: A física nuclear em regimes extremos, como o interior de uma estrela de nêutrons, ainda não é completamente compreendida.

Formação de pulsares: O mecanismo que gera os pulsos de radiação dos pulsares ainda não é totalmente explicado.

Futuro da Pesquisa:

Novas observações: Telescópios espaciais de última geração, como o telescópio James Webb, estão fornecendo novos insights sobre as estrelas de nêutrons.

Simulações computacionais: Simulações cada vez mais sofisticadas estão ajudando a desvendar os segredos da física das estrelas de nêutrons.

Descobertas: A busca por novos tipos de estrelas de nêutrons e a investigação de seus impactos no universo continuam a ser áreas de pesquisa ativas.

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Século XVIII:

1783: John Michell e Pierre-Simon Laplace propõem a ideia de estrelas massivas com escape de luz impossível, os primeiros conceitos de buracos negros.

Século XX:

1915: Albert Einstein publica a teoria da relatividade geral, que fornece a base para a física dos buracos negros.

1930: Karl Schwarzschild encontra a primeira solução exata das equações de Einstein que descreve um buraco negro de Schwarzschild.

1960: A primeira observação de um candidato a buraco negro, Cygnus X-1, é feita.

1967: Roger Penrose e Stephen Hawking comprovam que buracos negros se formam a partir do colapso de estrelas massivas.

1974: Stephen Hawking propõe que os buracos negros emitem radiação, conhecida como radiação Hawking.

Século XXI:

2019: A primeira imagem de um buraco negro, no centro da galáxia M87, é capturada pelo Event Horizon Telescope.

2020: O Prêmio Nobel de Física é concedido a Roger Penrose, Reinhard Genzel e Andrea Ghez por suas pesquisas sobre buracos negros.

2023: Descoberta de um buraco negro intermediário com massa 100 vezes maior que a do Sol, desafiando modelos de formação.

Eventos Futuros:

2030s: Lançamento de missões espaciais para estudar buracos negros em mais detalhes.

2040s: Desenvolvimento de novas tecnologias para observar e interagir com buracos negros.

2050s: Possibilidade de viagens espaciais para buracos negros.