Estrelas no universo: classificação, evolução, quasares e pulsares e buracos negros

As estrelas

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Embora a maior parte do espaço que podemos observar é vazio, é inevitável que olhemos para aqueles pontos que brilham. Não é que o espaço vazio não tem interesse. Simplesmente, as estrelas atraem atenção.
Devido a força gravitacional, o producto estrela tende a concentrar-se no seu centro. Mas que aumenta sua temperatura e pressão. De certos limites, este aumento faz com que as reações nucleares que liberam energia e equilibrar a força da gravidade, então o tamanho da estrela permanece mais ou menos estável por um tempo, emitindo grandes quantidades de radiação, incluindo, claro, o espaço luminoso.
No entanto, dependendo da quantidade de matéria em uma estrela e o momento do ciclo que é, fenómenos e comportamentos muito diferentes podem ocorrer. Anões, gigantes, duplas, variáveis, quasares, pulsares, buracos negros,... Neste capítulo, daremos uma visão geral sobre as estrelas, seus tipos, seus comportamentos e sua evolução.
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Estrelas no universo

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As estrelas são massas de gases, principalmente hidrogênio e hélio, que emitem luz. Eles são temperaturas muito elevadas. No seu interior existem reações nucleares.
O sol é uma estrela que temos muito, muito perto. Nós vemos as outras estrelas como um muito pequenos pontos brilhantes e só à noite, porque eles são a enormes distâncias de nós. Eles parecem ser fixo, mantendo a mesma posição relativa nos céus a cada ano. Na verdade, todas estas estrelas são rápidos em movimento, mas em tais distâncias que as mudanças na posição só são percebidos através dos séculos.
O número de estrelas observáveis a olho nu da terra foi estimado em cerca de 8.000, metade em cada hemisfério. Durante a noite não pode ver mais de 2.000 ao mesmo tempo, o resto são ocultados por névoa atmosférica, especialmente perto do horizonte e a luz pálida do céu.
Astrônomos calcularam que o número de estrelas na Via Láctea, a galáxia que pertence ao sol, eleva-se a centenas de bilhões.
Como o nosso sol, que uma estrela típica tem uma superfície visível chamada fotosfera, quente de uma atmosfera cheia de gases e, acima deles, um mais difusa coroa e um fluxo de partículas chamado vento estelar. As áreas mais frias da fotosfera, que no sol são chamadas de manchas solares, provavelmente estão em outra estrela comum. Isto foi provado em alguns grandes estrelas próximas usando interferometria.
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A estrutura interna das estrelas não pode ser observada diretamente, mas existem estudos que indicam as correntes de convecção e aumentam a densidade e temperatura até o núcleo, onde ocorrem reações termonucleares.
As estrelas são compostas principalmente de hidrogênio e hélio, com quantidade variável de elementos mais pesados.

A estrela mais próxima do sistema Solar é Alfa Centauro

As estrelas individuais visíveis no céu estão mais próximos do sistema Solar na Via Láctea, nossa galáxia. A mais próxima é Proxima Centauri, um dos componentes do estrela triplo alfa Centauri, que é cerca de 40 bilhões quilômetros da terra.
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É um sistema de três estrelas, localizado a 4,3 anos-luz da terra, que só é visível do hemisfério sul. O mais brilhante, conhecido como "Alfa Centauro A" tem um verdadeiro brilho do nosso sol.
Alpha Centauri, também conhecido como Rigil Kentaurus, é na direção da constelação do Centauro. À primeira vista, Alpha Centauri aparece como uma única estrela com magnitude aparente de - 0.3, tornando-se a terceira estrela mais brilhante no céu do Sul.
Quando observada através de um telescópio são advertidos de que as duas estrelas mais brilhantes, Alpha Centauri A e B têm magnitude aparente de - 0,01 e 1,33 e giram uma em torno do outro ao longo de um período de 80 anos.
A estrela mais fraca, Alpha Centauri C, tem uma magnitude aparente 11.05 e passeio ao redor de seus pares durante um período de aproximadamente 1 milhão anos. Alpha Centauri C, também recebe o nome de Proxima Centauri, que é o mais próximo a estrela do sistema Solar.
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A classificação por estrelas

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Começou o fotográfico estudo dos espectros estelares em 1885 o astrônomo Edward Pickering no Harvard College Observatory e seu colega Annie J. Cannon conclui-lo. Esta investigação levou à descoberta que os espectros da estrela são organizados em uma seqüência contínua, dependendo da intensidade de certas linhas de absorção. As observações fornecem dados das idades de estrelas diferentes, bem como seu grau de desenvolvimento.
As várias fases na sequência dos espectros, designados pelas letras O, B, A, F, G, K e M, permitem um cheio de todos os tipos de classificação de estrelas. Subscritos de 0 a 9 são usados para indicar o modelo de herança dentro de cada classe.
Classe O: Linhas de hélio, oxigênio e nitrogênio, além do hidrogênio. Muito quente-estrelas e inclui ambos apresentando brilhante linha de hidrogênio e hélio espectros mostrando linhas escuras dos mesmos elementos.
Classe b: Linhas de hélio alcançar a intensidade máxima na filial B2 e gradualmente pálido em subdivisões superiores. A intensidade das linhas de hidrogênio aumenta constantemente em todas as subdivisões. Este grupo é representado pela estrela Epsilon Orionis.
Classe a: Isso inclui as estrelas so-called do hidrogênio espectros dominados por linhas de absorção de hidrogênio. Uma estrela típica deste grupo é Síria.
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Classe f: Neste grupo incluem-se as chamadas linhas H e K do cálcio e as características das linhas de hidrogênio. Uma estrela notável nesta categoria é Delta Aquilae.
Classe g: Isso inclui estrelas com linhas fortes, H e K do cálcio e menos linhas de hidrogênio fortes. Os espectros de muitos metais, especialmente de ferro também estão presentes. O sol pertence a este grupo e que é por que as estrelas G são chamadas de "estrelas de tipo solar".
Classe k: Estrelas com linhas fortes de cálcio e outros que indicam a presença de outros metais. Este grupo é caracterizado por Arthur.
Classe M; Espectros dominados por bandas que indicam a presença de óxidos metálicos, especialmente os de óxido de titânio. O extremo violeta do espectro é menos intenso do que as estrelas de K. A Estrela Betelgeuse é típico deste grupo.

Tamanho e brilho das estrelas

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As maiores estrelas conhecidas são o canterell, com diâmetros de cerca de 400 vezes maiores que o sol, enquanto as estrelas conhecidas como "anãs brancas" podem ter diâmetros de apenas um centésimo do sol. No entanto, estrelas gigantes tendem a ser difusa e pode ter uma massa quase 40 vezes maior que o sol, enquanto as anãs brancas são muito densos, apesar de seu pequeno tamanho.
Pode haver estrela com uma massa de 1.000 vezes maior que o sol e menor escala, bolas de gás quente muito pequena para provocar reações nucleares. Um objeto que poderia ser tal (uma anã marrom) foi observado pela primeira vez em 1987 e desde então outros foram detectados.
O brilho das estrelas é descrito em termos de magnitude. As estrelas mais brilhantes podem ser até 1.000.000 vezes mais brilhantes que o sol; Anãs brancas são aproximadamente 1.000 vezes menos brilhantes.
As classes estabelecidas por Annie Jump Cannon são identificadas por cores:
-Azul, como eu Cephei estrelas
-Branco-azul, como o estrela Spica
-Cor branco, como a estrela Vega
-Branco-amarelo cor, como a estrela Procion
-Cor amarelo, como o sol
-Laranja, como Arcturus
-Cor vermelho, como a Estrela Betelgeuse.
Muitas vezes as estrelas são nomeadas usando a referência ao seu tamanho e sua cor: gigantes vermelhas, anãs brancas,...
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Estrelas visíveis-l

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Alcor: estrela pouco brilhante pertencentes a Ursa maior, que se forma, juntos com Mizar, um sistema de duplo visível a olho nu.
Aldebaran: estrela da constelação de Taurus, que, com uma magnitude aparente de 1.1, é um dos mais brilhantes no céu. Também conhecido como o olho ou o coração do touro, é um anos de idade 53 anos-luz da terra e tem um 90 vezes a luminosidade do sol.
ALGOL: b estrela da constelação de Perseus. Com um período de rotação de 69 horas, é um sistema duplo que fornece o aspecto de variável, mas é na verdade uma binária eclipsante, ou seja, suas variações periódicas no brilho são devido a apresentação mútua de seus componentes.
Arthur: estrela de Geminorum, situado na extensão da cauda da Ursa maior. O tipo espectral K0 e magnitude visual 0,2, tem um diâmetro de 22 vezes a do sol.
Betelgeuse: estrela da constelação de Orion, a mais brilhante e vermelho, cuja magnitude oscila entre 0,2 e 0,9. É uma variável semirregular, com 2,07 dias.
Bode: estrela mais brilhante da constelação do cocheiro, de tipo espectral G e a quarta no céu pela sua luminosidade aparente de 0,2.
Wavelets: visível grupo de estrelas Plêiades.
Canicula.: estrela mais brilhante no maior pode chamar SIRIUS hoje.
Capella ou Capela: principal estrela da constelação do cocheiro, de magnitude 1.
Castor: estrela da constelação de gêmeos. É um duplo, com um período de 350 anos, estrela, e seus componentes possuem magnitudes de 2 e 2,9, respectivamente.
Deneb: estrela da constelação do cisne. É que uma supergigante, magnitude 1.3, localizado a 1.000 a.l. da terra.
Denebola: segunda mais importante (b) estrela da constelação de Leo, de magnitude 2.
Spike: principal estrela da constelação de Virgo. É um sistema dual, com um período de 4 dias. Localizado a cerca de 160 a.l. da terra, tem uma magnitude de 1,21 e pertence ao tipo espectral B2.
Polaris: estrela localizada no 1 ° do Pólo Norte celeste e é uma referência útil para localizar a direção do Norte. Atualmente é uma estrela de magnitude 2, localizada na constelação da Ursa Menor. No entanto, devido a precessão, para o ano de 13.000 esta posição será ocupada pela estrela Vega.
Formalhaut: principal estrela da constelação do peixe Austral. Localizado a 23 a.l., tem uma magnitude de 1.3 e pertence à classe espectral A3. É visível do hemisfério norte no outono.
Lynx ou Lynx: (Alpha Lyncis) estrelas de terceira magnitude, o mais brilhante na constelação de mesmo nome, localizado no hemisfério norte, entre o condutor e a Ursa maior, ao sul da girafa e do norte de câncer
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Estrela visível m-z

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Markab: estrela da constelação de Perseus, pertencentes o um tipo espectral e cuja magnitude tem um valor de 2,6.
Menkar: estrela da constelação da baleia, que possui uma magnitude de 2 e faz uma figura triangular com Aldebaran e Rigel.
Mira Ceti: estrela de tipo espectral M, pertencentes à constelação da baleia. É o protótipo das estrelas variáveis de longo período, com amplitudes e períodos irregulares.
Mirach ou Mirak: estrela de tipo espectral M e magnitude 2.4, pertencentes à constelação de Andrômeda.
Alpha Persei: estrela da constelação de Perseus. Pertence à classe espectral F e tem uma magnitude de 1,9.
Mizar: estrela dupla zeta Ursa Major, que, juntamente com Alcor forma um par visível num ápice. Ele pertence ao tipo espectral A e tem uma magnitude de 2.4. Consiste em dois componentes desiguais com uma lacuna de 14,5 °.
Pérola: estrela da constelação da coroa do Norte, localizada a 72 anos-luz da terra. Tem um parceiro que gira ao seu redor com meia vida de 17.4 dias.
Pollux ou Pollux: estrelas pertencentes à constelação de Gemini, localizado em 35 anos-luz, com uma magnitude de 1.2 e uma luminosidade de cerca de 34 vezes maior que o sol.
Procion: estrela da constelação do menor pode, localizado a 11 anos-luz da terra e pertence ao tipo espectral F. Com uma magnitude de 0.5, apresenta um notável movimento (1,25 "por ano) e forma um sistema binário com um colega de 13,5 de magnitude.
Regulus: estrela da constelação de Leo, localizado a 67 anos-luz da terra. Tem uma magnitude de 1.3 e pertence a b. de tipo espectral
Rigel: b estrela da constelação de Orion, localizada a 540 anos-luz da terra. Tem uma magnitude de 0,34 e pertence a b. de tipo espectral
RR Lira: estrela variável, protótipo do tipo de estrela pulsante końca.
Rukbah: estrela de magnitude 2.8 pertencentes a constelação de Cassiopéia.
Scheat: estrela da constelação de Pegasus, de magnitude 2.6 b e pertence ao tipo espectral M.
Schedir, Shedar ou Shedir.: estrela da constelação de Cassiopéia. É uma variável pertencente ao tipo espectral K, cuja magnitude oscila entre 2.1 e 2.6.
Sirio: estrela de lata maior, o mais brilhante no céu (magnitude 1.58). Pertence ao tipo espectral A e formar um duplo em conjunto com outra estrela anã branca Sirius B, 50 anos.
Sirrah: estrela da constelação de Andrômeda, de magnitude 2.2 e pertence a um tipo espectral
Tolimán: estrela da constelação do Centauro. É um sistema dual, em que um dos componentes é muito semelhante ao sol.
Trapézio: estrelas q múltiplos da constelação de Orion, cujos componentes principais quatro têm magnitudes 6, 7, 7 e 7.5, imerso na grande nebulosa de Orion (42 M).
Vega: estrela da constelação de Lira, o mais brilhante do céu do Norte. Localizado a 26 anos-luz da terra, pertence ao tipo espectral A e tem uma magnitude de 0,14. Foi Polaris 14.000 anos atrás e será novamente dentro de 12.000.
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Evolução das estrelas

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Estrelas evoluem ao longo de milhões de anos. Eles são nascido quando se acumula uma grande quantidade de matéria em um espaço. O material é comprimido e aquece-se até você começa uma reação nuclear, consumindo a matéria, convertendo-as em energia. Pequenas estrelas gastá-lo lentamente e dura mais tempo do que os grandes.
Teorias sobre a evolução das estrelas são baseadas em evidências de estudos dos espectros relacionados a luminosidade. As observações mostram que muitas estrelas são classificadas como qualquer uma sequência regular, em que as mais brilhantes são as mais quentes e o menor, mais frio.
Esta série de estrelas formou uma banda conhecida como o diagrama de sequência principal sabido como um diagrama Hertzsprung - Russell temperatura-luminosidad. Outros grupos de estrelas que aparecem no diagrama incluem o gigante acima mencionado e estrelas anãs.

A vida de uma estrela

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O ciclo de vida de uma estrela começa como uma grande massa de gás relativamente frios. A contração do gás eleva a temperatura dentro da estrela até chegar a 1.000.000 ° C. Neste momento tome lugar nuclear reações, cujo resultado é que os núcleos dos átomos de hidrogénio são combinados com o deutério para núcleos de hélio do formulário. Esta reação libera grandes quantidades de energia e pára a contração da estrela. Por um tempo, parece que estabiliza.
Mas quando você termina a liberação de energia, contração começa novamente e a temperatura da estrela retorna para aumentar. Momento começa uma reação entre hidrogênio, lítio e outros metais leves presentes no corpo da estrela. Nova energia é liberada e a contração pára.
Quando consumiram de lítio e outros materiais leves, currículos de contração e a estrela entra em fase final de desenvolvimento no qual o hidrogênio se torna Hélio temperaturas muito elevadas, graças à acção catalítica de carbono e nitrogênio. Esta reação termonuclear é característica da sequência principal da estrela e continua até que consumiu todo o hidrogênio existe.
A estrela torna-se uma gigante vermelha e atinge seu tamanho maior, quando todo seu hidrogênio central tornou-se hélio. Se ela ainda brilha, a temperatura deve subir o suficiente para produzir a fusão dos núcleos de hélio. Durante esse processo, é provável que a estrela torna-se muito menor e, portanto, mais densa.
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Quando ele esgotou todas as possíveis fontes de energia nuclear, ela contrai novamente e torna-se uma anã branca. Nesta fase final pode ser marcada por explosões, conhecidos como "novas". Quando uma estrela é libertada do seu exterior explodindo como nova ou supernova, ele retorna para os interestelares médios elementos mais pesado que o hidrogênio que tem sintetizados dentro.
As futuras gerações de estrelas formadas a partir deste material começará sua vida com uma variedade de elementos mais pesados do que as gerações anteriores. A estrela que derramou suas camadas exteriores de uma forma não-explosivos se tornar nebulosas planetárias, estrela velha, rodeada por esferas de gás que irradiam em uma múltipla gama de comprimentos de onda.

Estrelas de buraco negro

Estrelas com uma massa muito maior do que do sol tem uma evolução mais rápida, de alguns milhões de anos desde o seu nascimento a explosão de uma supernova. Os restos da estrela podem ser uma estrela de nêutrons.
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No entanto, há um limite para o tamanho das estrelas de nêutrons, mais do que estes corpos são forçados a contrair até tornam-se um buraco negro, que não pode escapar sem radiação.
Típicas estrelas como o sol podem persistir por muitos bilhões de anos. O destino final dos anões de baixa massa é desconhecido, exceto aquele cessar a irradiar sensivelmente. É provável que tornam-se cinzas ou pretos anões.
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Estrelas duplas

As estrelas duplas (ou binárias) são muito frequentes. Uma estrela dupla é um par de estrelas que são mantidos juntos pela força da gravidade e giram em torno de seu centro comum.
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Os períodos orbitais variando de minutos no caso de casais muito próximos até milhares de anos, no caso de pares distantes, dependem a separação entre as estrelas e suas respectivas massas.
Existem também sistemas de estrelas múltiplas em que três ou quatro estrelas giram em caminhos complexos. Lira parece uma estrela dupla, mas através de um telescópio você pode ver como cada um dos dois componentes é um sistema binário.
A observação das órbitas de estrelas duplas é o método direto só que astrônomos tem que pesar as estrelas.
Para casais próximos, sua atração gravitacional pode distorcer a forma das estrelas, e é possível ao fluxo de gás de uma estrela para outra em um processo chamado "transferência de massas".
Através do telescópio é detectean muitas estrelas duplas que parecia simples. No entanto, quando eles são muito próximos, são detectados somente se nós estudamos sua luz através da espectroscopia. Em seguida, os espectros do olhar de duas estrelas e seu movimento podem ser deduzidos pelo efeito Doppler em ambos os espectros. Esses casais são chamados binários espectroscópicos.
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A maioria das estrelas que vemos no céu é o dobro ou mesmo múltipla. Ocasionalmente, uma das estrelas de um sistema dual pode esconder o outro quando observado da terra, que leva a um binário eclipsante.
Na maioria dos casos, acredita-se que os componentes de um sistema de duplo originou-se ao mesmo tempo, embora às vezes, uma estrela pode ser capturada pelo campo gravitacional de um outro em áreas de alta densidade estelar, tais como aglomerados estelares, dando origem ao sistema de duplo.
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Estrelas variáveis

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Este conceito abrange qualquer estrela cujo brilho, visto da terra não é constante. Eles podem ser estrelas cuja emissão de luz na verdade flutua - intrinsexas-, ou estrelas cuja luz é interrompida em seu caminho em direção à terra, por outra estrela ou uma nuvem de poeira interestelar, chamadas de variáveis extrínsecas.
Mudanças na intensidade da luz nas variáveis intrínsecas é devido a pulsações no tamanho da estrela (variáveis pulsantes) ou a interações entre os componentes de uma estrela dupla. Algumas outras variáveis intrínsecas não se encaixam em qualquer uma destas duas categorias.
O tipo só freqüente da variável extrínseca é a chamada "binária eclipsante". É uma estrela dupla, consistindo de duas estrelas próximas que regularmente passam um antes do outro. ALGOL é o exemplo mais famoso. As binárias eclipsantes constituem cerca de 20% de conhecidos de estrelas variáveis.

Końca variável

O końca são casais orientados então, periodicamente, eclipsado um para o outro. Os exemplos mais conhecidos são, provavelmente, a variável końca, cuja indicacan de pulso periódico seu brilho, portanto, constituem uma importante referência para a medição de distâncias no espaço.
Seus períodos de pulsação variam entre um dia e cerca de quatro meses, e suas variações de brilho podem ser entre 50 e 600% entre o máximo e o mínimo. Seu nome vem do seu protótipo ou estrela representativa, Delta Cefei.
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A relação entre o período de pulsação e brilho médio foi descoberta em 1912 por Henrietta S. Leavitt e é conhecida como periodo-luminosidad. Leavitt encontrado que o brilho de uma cefeida aumenta em proporção ao seu período de pulsação.
Assim, os astrônomos podem determinar a luminosidade intrínseca de uma cefeida simplesmente medindo o período de pulsação. O brilho aparente de uma estrela no céu depende de sua distância da terra; Comparar esta luminosidade com distância de brilho intrínseco que é pode ser determinado. Assim, o końca pode ser usado como indicadores de distâncias tanto dentro como fora da Via Láctea.
Existem dois tipos de końca. Os mais comuns são chamados końca clássico e outros, velho e fraco, são conhecidos como estrela W Virginis. Os dois tipos têm diferentes relações periodo-luminosidad.
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Novas e supernovas

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Novas e supernovas são estrelas que explodem liberando parte de seu material para o espaço. Por um tempo variável, seu brilho aumenta dramaticamente. Parece que uma nova estrela nasce.
Uma nova é uma estrela que aumenta seu brilho de repente e então lentamente empalidece, mas pode continuar a existir por algum tempo. Uma supernova, mas a explosão destrói ou altera a estrela. Supernovas são muito mais raras do que novae, observado com freqüência nas fotos.
Novae e supernovas fornecem materiais para o universo que será usada para formar novas estrelas.

Novas, novas estrelas?

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Anteriormente, uma estrela que apareceu para bater onde não havia nada, chamava-se nova, ou 'nova estrela'. Mas este nome não está correto, uma vez que essas estrelas existiam muito antes que eles pudessem ver de relance.
Talvez apareça novae 10 ou 12 por ano na Via Láctea, mas alguns são muito longe ver ou matéria interestelar obscurece-los.
A novae-los ocorre mais facilmente em outras galáxias próximas que na nossa. Uma nova aumentada em vários milhares de vezes seu brilho original em questão de dias ou horas. Depois que ele entra em um período de transição, durante o qual pales e brilho de cobra novamente; a partir de lá empalidece gradualmente até atingir seu nível de brilho original.
Novae é estrelas em um período tardio da evolução. Eles explodem porque suas camadas exteriores se formaram um excesso de hélio através de reações nucleares e se expande com muita velocidade para ser contido. A estrela diz adeus ao explosivamente uma pequena fração de sua massa como uma camada de gás, aumenta seu brilho e depois normaliza.
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A estrela que resta é uma anã branca, o menor membro de um sistema binário, sujeitos a uma diminuição contínua da matéria a favor a maior estrela. Este fenômeno acontece com novae anão, que surge e outra vez em intervalos regulares.

Supernovas

Uma explosão de supernova é mais espetacular e destrutivo de um nova e muito mais raro. Isto é muito raro em nossa galáxia, e apesar de sua incrível aumento de brilho, poucos podem ser vistos a olho nu.
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Até 1987 só identificou três ao longo da história. O mais conhecido é que surgiu em 1054 e cujos restos mortais são conhecidos como a nebulosa do caranguejo.
Supernovas, bem como pelas novas, são vistas mais freqüentemente em outras galáxias. Assim, a mais recente supernova, que apareceu no hemisfério sul, em 24 de fevereiro de 1987, surgiu em um satélite da galáxia, a grande nuvem de Magalhães. Esta supernova, que tem características incomuns, é objecto de um intenso estudo astronômico.
As grandes estrelas explodem nas últimas fases da sua evolução rápida, como resultado do colapso gravitacional. Quando a pressão criada pelos processos nucleares, já não pode suportar o peso das camadas exteriores e a estrela explode. É chamado de supernova de tipo II.
Um tipo supernova surge semelhante a uma nova. Ele é um membro de um sistema binário que recebe o fluxo de combustível através da captura de material, companheiro.
De uma explosão de supernova são poucos restos, exceto a camada de gás que se expande. Um exemplo famoso é a nebulosa do caranguejo; em seu centro há um pulsar, ou estrela de nêutrons que gira em alta velocidade.
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Quasares

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Os quasares são objetos distantes que emitem grandes quantidades de energia, semelhante à radiação estelar. Os quasares são centenas de bilhões de vezes mais brilhantes do que as estrelas. Possivelmente, eles são buracos negros emitem radiação forte quando eles capturar estrelas ou gás interestelar.
A luz que percebemos ocupa uma faixa muito estreita do espectro electromagnético e nem todos os corpos cósmicos emitem a maior parte de sua radiação na forma de luz visível. Com o estudo de ondas de rádio, radioastronomers começou a localizar fontes de rádio poderosa que nem sempre corresponde ao objeto visível.
A palavra quasar é um acrônimo para fonte de rádio quase-estelares (fontes de rádio quase-estelares).

Identificação dos quasares

Eles foram identificados na década de 1950. Mais tarde vi que eles mostraram uma mudança para maior do que qualquer outro vermelho do objeto conhecido. A causa foi o efeito Doppler, que se move em direção o espectro vermelho quando objetos se afastar.
O primeiro estudou o quasar 3C 273 é 1,5 bilhões de anos luz de terra. Desde 1980, foram identificados milhares de quasares. Algumas movem-se longe de nós a uma velocidade de 90% da luz.
Quasares foram descobertos para 12 bilhões de anos luz de terra. Esta é aproximadamente a idade do universo. Apesar das enormes distâncias, a energia que vem em alguns casos é muito grande. Como exemplo, o s50014 + 81 é cerca de 60.000 vezes mais brilhante do que toda a Via Láctea.
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O mais espetacular dos quasares não é seu afastamento, mas que podem ser visíveis. Quasar deve ser tão brilhante quanto 1.000 galáxias juntos então ele pode aparecer como uma estrela fraca, se a luz é milhares de milhões de anos. Mas ainda mais surpreendente é o fato de que este enorme energia vem de uma região cujo tamanho não exceda um ano luz (menos de um milésimo do tamanho de uma galáxia normal). O brilho dos quasares a varia com períodos de alguns meses, portanto, o seu tamanho deve ser menor que a distância que a luz viaja nesse tempo.
Em primeiro lugar, os astrônomos não viu qualquer relação entre os quasares e galáxias, mas a diferença entre estes dois tipos de objetos cósmicos andou enfiando lentamente para descobrir galáxias cujos núcleos apresentam semelhanças com os quasares. Hoje, acredita-se que os quasares são núcleos de galáxias muito jovem, e a atividade no núcleo de uma galáxia diminui ao longo do tempo, embora ele não desaparece de todo.
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Pulsares

Os pulsares são fontes de ondas de rádio que vibram com períodos regulares. Eles são detectados por telescópios de rádio.
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A palavra Pulsar é um acrônimo para "fonte de rádio pulsante", fonte de rádio a pulsar. Precisão extraordinária relógios necessária para detectar mudanças de ritmo e só em alguns casos.
Estudos indicam que um pulsar é um pequena estrela de nêutrons girando em alta velocidade. A mais conhecida é a nebulosa do caranguejo. Sua densidade é tão grande que, neles, o assunto da extensão de uma caneta de bola tem uma massa de cerca de 100.000 toneladas. Eles emitem uma grande quantidade de energia.
Campo magnético, muito intenso, está concentrado em uma área pequena. Isto acelera-lo e torna a emitir um feixe de radiação que recebemos aqui, como ondas de rádio através de telescópios.
Os pulsares foram descobertos em 1967 por Jocelyn Bell e Anthony Hewish em astronomia de rádio do Observatório em Cambridge. Muitas estrelas pulsantes são conhecidas, mas apenas dois, a imprensa do caranguejo e a imprensa de vela, emitir pulsos visíveis detectáveis. É sabido que estes dois também emitem pulsos de raios gama e aquele, o caranguejo, também emite pulsos de raios-x.
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A regularidade dos pulsos é fenomenal: observadores agora podem prever os horários de chegada dos pulsos com antecedência de um ano, com uma precisão melhor do que um milésimo de segundo.
Os botões são estrelas de nêutrons fortemente magnetizadas. A rápida rotação, portanto, os faz geradores poderosos, capazes de acelerar partículas carregadas de energias de milhões de bilhões de volts.
Essas partículas carregadas são responsáveis para o feixe de radiação em rádio, luz, raios x e raios gama. Seu poder vem da rotação da estrela, que tem, portanto, de ser reduzindo a velocidade. Esta diminuição da velocidade pode ser detectada como um alongamento do período de pulsos.

Onde são pulsares?

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Pulsares foram encontrados principalmente na Via Láctea. Uma contagem total é impossível, uma vez que você os pulsares fracos só pode ser detectado se você está perto.
As pesquisas de rádio já cobrimos quase todo o céu. Suas distâncias podem ser medidas de um atraso no tempo de chegada dos pulsos observados nas freqüências de rádio; a demora depende da densidade de elétrons no gás interestelar e distância percorrida.
Extrapolando esta pequena amostra de pulsares detectáveis, estima-se que existem pelo menos 200.000 pulsares em nossa galáxia. Considerando que os pulsares cujas vigas farol não varrem em nossa direção, a população total deve chegar a 1 milhão.
Cada pulsar emite-se para cerca de 4 milhões de anos; Após este tempo você perdeu tanta energia rotacional que não pode produzir pulsos de rádio detectáveis. Se sabemos que a população total (1.000.000) e a vida (4.000.000 anos), podemos deduzir que uma nova greve deve nascer em quatro anos, assumindo que a população permanece estável.
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Recentemente encontrei pulsares em um aglomerado globular. Acredita-se que tinha sido treinados lá por acreção de matéria nas estrelas anãs brancas que fazem parte de sistemas binários.
Outros pulsares são nascidos em explosões de supernovas. Se pulsares todos eles nasceram em explosões de supernovas, que poderia prever que deve haver uma supernova na nossa galáxia em quatro anos, mas isto ainda não está claro.
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Buracos negros

Os chamados buracos negros são corpos com um campo gravitacional muito grande, enorme. Não posso escapar nenhuma radiação eletromagnética ou luz, por que são negros. Eles são rodeados por uma "fronteira" esférica que permite que a luz entre mas não saia.
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Existem dois tipos de buracos negros: corpos de alta densidade e baixa massa concentrada em um espaço muito pequeno e corpos de baixa densidade, mas muito grande de massa, como nos centros das galáxias.
Se a massa de uma estrela é mais do que duas vezes a do sol, chega um momento em seu ciclo, que não apenas neutrões podem resistir a gravidade. A estrela entra em colapso e torna-se um buraco negro.

Stephen Hawking e os cones de luz

O cientista britânico Stephen W. Hawking dedicou grande parte de sua obra ao estudo dos buracos negros. Em seu livro a história do tempo explica como, uma estrela que está entrando em colapso, os cones de luz que emitem começam a ceder na superfície da estrela.
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Para ser pequeno, o campo gravitacional cresce e cones de luz são inclinados mais e mais, até que não se podem esconder. A luz desliga e fica preta.
Se um componente de uma estrela binária torna-se um buraco negro, tendo seu material do parceiro. Quando Eddy é o buraco, ele se move tão rápido que emite raios-x. Então, embora você não pode ver, isso pode ser detectado por seus efeitos sobre a matéria nas proximidades.
Buracos negros não são eternos. Embora nenhuma radiação não escape, parece que eles conseguem alguns Atómica e partículas subatômicas.
Alguém que observou a formação de um buraco negro do lado de fora, seria uma estrela vermelha, pequena até, finalmente, ele desapareceria. Sua influência gravitacional, no entanto, permaneceria intacta.
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Como aconteceu no Big Bang, uma singularidade, ou seja, as leis da física é dada também em buracos negros e a falha de poder preditivo. Como resultado, qualquer exterior observador, se for o caso, poderia ver o que acontece lá dentro.
As equações que tentam explicar uma singularidade, como ocorre em buracos negros, tem que levar em conta o espaço e o tempo. As singularidades são sempre localizadas no passado do observador (como o Big Bang) ou no futuro (como colapsos gravitacionais), mas nunca no presente. Esta hipótese curiosa é conhecido pelo nome de censura cósmica.
Publicado para fins educacionais autorizados por: Astronomía: Tierra, Sistema Solar y Universo

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