S29 9 Geferson P

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E.E.E.F. Stella da Cunha Santos
Aluno(a): ______________________________________________Data: ____/____/____ Professor: Geferson Disciplina:	Ano/Turma: _________
Práticas experimentais
Eixo: Ciências tecnologias e inovação Conteúdo: Sistema solar
Atividade semana 29
Estrelas jovens
Durante as fases iniciais da vida de uma estrela, ela ainda continua contraindo e emitindo luz e podendo perder parte de sua massa. Um estágio pelo qual passa grande parte das estrelas jovens é chamado de estágio T Tauri, que antecede o ingresso da estrela na sua idade adulta. Esse nome vem da primeira estrela em que tal fato foi descoberto: estrela T da constelação do Touro. É uma fase na qual ela ainda está parcialmente imersa na nuvem de gás que lhe deu origem. Parte dessa camada de gás é ejetada da estrela, ocorrendo uma espécie de “vento estelar” ou seja partículas parecem estar sendo “assopradas” embora da estrela.O Sol deve ter passado por essa fase, na qual havia um “vento solar” muito mais intenso do que aquele que se observa atualmente no Sol.
Estrelas na Seqüência Principal
Quando a estrela entra numa fase de equilíbrio, na qual seu diâmetro fica praticamente constante, podemos dizer que a estrela entrou na fase adulta de sua vida. Tecnicamente esse período é conhecido como Seqüência Principal. É nesse estágio que a estrela vai passar a maior parte de sua vida adulta, e só vai sair dessa fase quando não houver mais reação de fusão nuclear transformando hidrogênio em hélio no seu interior. O tempo durante o qual uma estrela fica na Seqüência Principal depende fundamentalmente da massa da estrela: quanto menor for a massa, menos tempo a estrela fica nessa fase. Estrelas de pequena massa ficam na Seqüência principal por períodos de tempo muito longos, podendo ultrapassar 20 bilhões de anos.Os modelos atuais de evolução estelar sugerem que o Sol já está na Seqüência Prinipal a cerca de 4,5 bilhões de anos e que aí vai permanecer por mais tanto tempo. A idade estimada do Sol, obtida por meio dos modelos evolutivos de estrelas, coincide com estimativas de sua idade obtidas por outros meios de geocronologia.
		EVOLUÇÃO DE ESTRELAS MADURAS
Depois de extinguirem o hidrogênio de seu interior, as estrelas começam a dar sinais de que seu tempo de vida está terminando. Mas, mesmo sem hidrogênio, em determinados casos novos combustíveis nucleares podem ser usados pela estrela para se manterem vivas. Vejamos como cada estrela, dependendo de sua massa, vive os estágios finais de sua vida madura.
Fim do combustível nuclear
Durante a fase de Seqüência Principal no interior da estrela ocorre a transformação de hidrogênio em hélio com a liberação de energia. É a fusão nuclear que fornece energia para que o interior estelar se mantenha com uma pressão térmica capaz de contrabalançar a pressão gravitacional causada pela massa da estrela. Se houver uma diminuição na taxa de geração de energia, a estrela tende a esfriar, diminui a pressão térmica e a estrela se contrai graças à pressão gravitacional. Com a contração, ocorre um aquecimento no interior da estrela, favorecendo o aumento de temperatura, o aumento da pressão térmica com a conseqüente expansão da estrela.
É esse quase balanço entre pressão gravitacional para “dentro” da estrela e da pressão térmica para “fora” da estrela que mantém o quase equilíbrio da estrela. Quando acaba o hidrogênio na região central da estrela, as reações de fusão nuclear começam a ocorrer em camadas cada vez mais externas da estrela, visando a manutenção do equilíbrio da estrela. Caso essas reações de fusão nuclear ocorram muito próximo da superfície externa da estrela, a pressão térmica pode ser tão grande a ponto de suplantar bastante a pressão gravitacional, ocasionando uma expansão pronunciada da estrela. Ao mesmo tempo, essa expansão diminui a temperatura dos gases das camadas mais externas.
Assim, a estrela se torna um estrela gigante e fria. Uma estrela fria tem coloração superficial avermelhada. Então, essa estrela recebe o nome de Gigante Vermelha.
Estrelas Gigantes Vermelhas
São estrelas muito grandes e não muito quentes na sua superfície. Elas resultam da expansão de estrelas quando as reações nucleares começam a ocorrer mais próximo à superfície dessas estrelas.
Nebulosa Planetária
É o resultado da evolução de uma estrela gigante vermelha. Depois da expansão da estrela, ela esfria um pouco e por causa disso diminuem as reações de fusão nuclear no seu interior. A estrela começa a contrair, mas faz isso de modo que a região central se contrai mais rapidamente que a parte periférica. Em conseqüência, forma-se um núcleo central parecendo um caroço e em volta fica uma nuvem de gás.
Com o tempo o caroço se torna uma estrela anã branca e o gás da periferia se expande e espalha-se pelo meio interestelar.
1-Faça um resumo curto de cada fase de vida da estrela: _________________________________________________ _______________________________________________________________________________________________ __________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________