Módulo de Ensino Inovador A Vida e a Morte das Estrelas

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”.
1. Construindo um
planisfério
Discussão das questões.
2 Aulas
Proposição da atividade
Atividade: Construção de um planisfério
Proposição de exercícios e observações
Proposição da atividade
Atividade: classificação das estrelas em
categorias prévias utilizando imagens
2. Classificando estrelas
utilizando imagens
Análise, discussão e revisão das respostas dos
2 Aulas
alunos
Apresentação das principais características das
estrelas e leitura do texto “O que é uma estrela?”
Revisão das categorias produzidas na atividade
anterior “classificação das estrelas”
Proposição da atividade
3. Construindo o
Atividade: Construção do Diagrama H-R pelos
Diagrama H-R
alunos.
Discussão e analise dos gráficos.
Demonstração do Diagrama H-R fazendo as
pontes necessárias entre o mostrado e o
construído pelos alunos.
2 Aulas
4. Os tipos de morte de
Apresentação da Parte 2 e 3 do filme “A morte e
uma estrela
a vida das estrelas – Carl Sagan” sobre os tipos
de morte
2 Aulas
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”.
Fechamento do curso.
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.
Recursos Instrucionais:
•
Recurso de Ensino 2 – Atividade “O Planisfério”
Momentos:
Tempo
Desenvolvimento da aula
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 agrupandoas por semelhanças.
Motivação: Trabalhar com imagens de estrelas.
Conteúdo Físico:
• Evidenciar as características das estrelas por meio de suas
imagens.
Recursos Instrucionais:
•
Recurso de Ensino 3 - Fotos das estrelas;
•
Data show.
Momentos:
Tempo
10 min.
Desenvolvimento da aula
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
Recursos Instrucionais:
•
Data show;
•
Recurso de Ensino 4 - Texto “O que é uma estrela”.
Momentos:
Tempo
10 min.
Desenvolvimento da aula
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.
Recursos Instrucionais:
•
Folha de gráfico logarítmica.
:
Tempo
10 min.
Desenvolvimento da aula
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.
Recursos Instrucionais:
• 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:
Tempo
40 min.
Desenvolvimento da aula
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;
Recursos Instrucionais:
• Recurso de Ensino 7 - Texto “A Morte do Sol e de outros
tipos de Estrelas”.
Momentos:
Tempo
60 min.
Desenvolvimento da aula
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;
Recursos Instrucionais:
• Recurso de Ensino 6 - Filme “A Vida e a Morte das
Estrelas” (Parte 1)
Momentos:
Tempo
15 min.
Desenvolvimento da aula
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
Betelgeuse
Tamanho: 490 x Raio do Sol
Tamanho: 550 x Raio do Sol
Temperatura da Superfície: 3.550K
Temperatura da Superfície: 3.450K
Luminosidade: 11.000 x Luminosidade do Sol
Luminosidade: 9.700 x Luminosidade do Sol
HIP 22061
Regulus
Tamanho: 2,2 x Raio do Sol
Tamanho: 3,5 x Raio do Sol
Temperatura da Superfície: 22.000K
Temperatura da Superfície: 13.000K
Luminosidade: 128 x Luminosidade do Sol
Luminosidade: 138 x Luminosidade do Sol
Rigel
Sírius A
Tamanho: 68 x Raio do Sol
Tamanho: 1,9 x Raio do Sol
Temperatura da Superfície: 11.200K
Temperatura da Superfície: 9.230K
Luminosidade: 40.600 x Luminosidade do Sol
Luminosidade: 22,1 x Luminosidade do Sol
Sírius B
Sol
Tamanho: 0,0068 x Raio do Sol
Tamanho: 1 x Raio do Sol (696.000km)
Temperatura da Superfície: 25.200K
Temperatura da Superfície: 5.860K
Luminosidade: 0,00249 x Luminosidade do Sol
Luminosidade: 1 x Luminosidade do Sol
Procyon B
HIP 88567
Tamanho: 0,00836 x Raio do Sol
Tamanho: 75 x Raio do Sol
Temperatura da Superfície: 10.100K
Temperatura da Superfície: 5.550K
Luminosidade: 0,000548 x Luminosidade do Sol
Luminosidade: 4.760 x Luminosidade do Sol
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 Sagan – 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