Astronomia solar
A uma distância de oito minutos-luz, a estrela mais frequentemente estudada é o Sol, uma típica estrela anã da sequência principal da classe estrelar G2 V, com idade de aproximadamente 4,6 Gyr. O Sol não é considerado uma estrela variável, mas passa por mudanças periódicas em atividades conhecidas como ciclo solar. Isso é uma flutuação de 11 anos nos números de mancha solares. Manchas solares são regiões de temperatura abaixo da média que estão associadas a uma intensa atividade magnética.
O Sol tem aumentado constantemente de luminosidade no seu curso de vida, aumentando em 40% desde que se tornou uma estrela da sequência principal. O Sol também passa por mudanças periódicas de luminosidade que podem ter um impacto significativo na Terra. Por exemplo, se acredita que o mínimo de Maunder tenha causado a Pequena Idade do Gelo.
A superfície externa visível do Sol é chamada fotosfera. Acima dessa camada há uma fina região conhecida como cromosfera. Essa é envolvida por uma região de transição de temperaturas cada vez mais elevadas, e então pela super-quentecorona.
No centro do Sol está a região do núcleo, um volume com temperatura e pressão suficientes para uma fusão nuclear ocorrer. Acima do núcleo está a zona de radiação, onde o plasma se converte o fluxo de energia através da radiação. As camadas externas formam uma zona de convecção onde o gás material transporta a energia através do deslocamento físico do gás. Se acredita que essa zona de convecção cria a atividade magnética que gera as manchas solares.
Um vento solar de partículas de plasma corre constantemente para fora do Sol até que atinge a heliosfera. Esse vento solar interage com a magnetosfera da Terra para criar os cinturões de Van Allen, assim como a aurora onde as linhas dos campos magnéticos da Terradescendem até a atmosfera da Terra.
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Planetária.
A planetologia, ciência planetária ou astronomia planetária é o estudo dos sistemas planetários (os planetas, seus satélites naturaise outros objetos relacionados) com maior ênfase no Sistema Solar. Apesar disso, é crescente o interesse também nos Planetas extra-solares (planetas que não pertencem ao Sistema Solar). Em geral, estudam-se todos os objetos não-estelares (ou com dimensão inferior ao necessário para se iniciar uma reacção nuclear), onde se incluem os meteoros e cometas.
Esta é uma ciência multidisciplinar, que toma parte das Geociências (Ciências da Terra), ou melhor, é similar a esta. A planetologia tem se tornado cada vez mais ampla e tem se expandido de forma desproporcional às demais áreas da astronomia. Outras diversas áreas, comoFísica clássica, Física nuclear, Geologia comparada (Astrogeologia), Astrobiologia, Química, Geografia Física (Geomorfologia e Cartografia) e Meteorologia tangem a área da planetologia.
Os conhecimentos destas diversas ciências são utilizados para criar modelos dos corpos celestes, que depois são comparados com observações a partir da Terra e de sondas espaciais. A maior parte das observações são realizadas sobre corpos do Sistema Solar, mas nos últimos anos tornou-se possível descobrir e obter dados sobre planetas mais distantes através da influência que exercem na estrela que orbitam. Uma vez comprovada a veracidade do modelo, este pode ser usado para analisar as teorias da formação de cada planeta e do sistema solar em conjunto. O envio de sondas à superfície dos planetas mais próximos possibilitou a melhoria dos resultados destes tipos de análise.
Esta é uma ciência multidisciplinar, que toma parte das Geociências (Ciências da Terra), ou melhor, é similar a esta. A planetologia tem se tornado cada vez mais ampla e tem se expandido de forma desproporcional às demais áreas da astronomia. Outras diversas áreas, comoFísica clássica, Física nuclear, Geologia comparada (Astrogeologia), Astrobiologia, Química, Geografia Física (Geomorfologia e Cartografia) e Meteorologia tangem a área da planetologia.
Os conhecimentos destas diversas ciências são utilizados para criar modelos dos corpos celestes, que depois são comparados com observações a partir da Terra e de sondas espaciais. A maior parte das observações são realizadas sobre corpos do Sistema Solar, mas nos últimos anos tornou-se possível descobrir e obter dados sobre planetas mais distantes através da influência que exercem na estrela que orbitam. Uma vez comprovada a veracidade do modelo, este pode ser usado para analisar as teorias da formação de cada planeta e do sistema solar em conjunto. O envio de sondas à superfície dos planetas mais próximos possibilitou a melhoria dos resultados destes tipos de análise.
Tipos de planetas
Planeta principal (ou simplesmente "planeta") - Planetas que orbitam o Sol.
- Planeta secundário (ou "lua" ou "satélite natural") - Planetas que orbitem outros planetas.
- Planeta menor (ou "asteroide" ou "planetoide") - Planetas com dimensão pequena num grupo lato.
- Planeta menor transneptunino (ou "planetóide transneptunino" ou "Kuiper Belt Object" - KBO) - Asteroides semelhantes a cometas que orbitam depois da órbita de Neptuno.
- Planeta extra-solar (ou "exoplaneta") - planetas que orbitem outras estrelas.
Para além destes planetas, existem ainda outro tipo de planetas, que desafiam toda a lógica da evolução planetária, planetas que não orbitam qualquer estrela, caminhando errantes por entre o espaço inter-estelar.
Os planetas podem ser divididos em sub-grupos de várias formas. Por exemplo, os planetas principais podem ser divididos em vários grupos: "Telúricos" (Mercúrio, Vénus, Terra e Marte), "Gasosos" (Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno) e "Gelados" (Plutão).
Os planetas extra-solares normalmente seguem dois tipos: os semelhantes a Júpiter (em especial os tipos Super-Júpiter e Júpiter Quente), e os semelhantes à Terra.
Os asteroides foram incialmente classificados por apenas três tipos: C (carbonáceos), S (silicosos / siliciosos) e M (metálicos), mas com a descoberta de uma imensidade de asteroides, e consequente variedade, esta classificação rapidamente tornou-se obsoleta, hoje em dia, existem asteroides de tipo A, B, D, E, F, G, P, Q, R, T e V.
Formação e evolução estelar
A formação estelar ocorre em regiões densas de poeira e gás (hidrogênio basicamente). Quando desestabilizada, fragmentos da nuvem podem colapsar sob influência de gravidade e formar uma proto-estrela. Na medida em que a pressão se propaga pela nuvem, partes dela vão esquentando e se condensando, formando núcleos densos e de alta pressão. Quando a temperatura no núcleo atinge os 10 milhões de Kelvin, são disparados os processos de fusão nuclear, de hidrogênio em deutério e de deutério em hélio. Esses processos liberam energia e pressão suficiente para segurar o colapso gravitacional da nuvem em torno dos núcleos, formando o que chamamos de protoestrelas. A protoestrela já é considerada uma estrela, na fase de Sequência-Principal.
Quando o hidrogênio acaba, a estrela volta a colapsar pela gravidade, esmagando o núcleo e aumentando sua temperatura mais uma vez. Se a estrela possuir massa superior a meia massa solar, a temperatura no núcleo atinge os 100 milhões de Kelvin e o hélio formado passa a se fundir em carbono e a estrela expande suas camadas exteriores, aumentando expressivamente o raio da estrela. A estrela entra na fase de Gigante-Vermelha, que dura muito menos tempo que a fase de Sequência-Principal. Depois disso, quando o hélio acaba, o núcleo colapsa e ejeta suas camadas externas, que se tornarão uma nebulosa planetária enquanto o núcleo se torna uma anã branca de carbono. Anãs brancas são o que sobra de estrelas mortas, corpos de carbono com massa bem menor que a da estrela que a originou, massa essa incapaz de causar um colapso gravitacional. A radiação que ela emite é originada de sua própria temperatura, que irá cessar depois que a estrela esfriar e entrar em equilíbrio térmico com o ambiente.
Estrelas supermassivas (com massas superiores a 8 massas solares) são capazes de atingir os 300 milhões de Kelvin no núcleo e iniciar a fusão do carbono em oxigênio e neônio. A 1 bilhão de Kelvin, produzem silício, depois enxofre, argônio, cálcio, titânio e cromo. Depois, quando o núcleo atinge 4,5 bilhões de Kelvin, ele começa a produzir ferro. A fusão de ferro não libera mais energia, e sim absorve. Então, ao invés de impedir o colapso gravitacional, ele o acelera. A partir disso, em alguns milissegundos a estrela colapsa e a pressão sobe numa altíssima velocidade, ultrapassando até mesmo o limite das anãs brancas. A pressão e o choque destroem a estrela numa violentasupernova, que ejeta toda a matéria da estrela a velocidades altíssimas. Durante a supernova, a estrela consegue continuar fundindo elementos cada vez mais pesados, fundindo até o urânio e espalhando tudo pelo espaço na explosão. O núcleo super denso não se torna uma anã branca. Os elétrons que desabaram se fundem com os prótons e viram nêutrons, fazendo uma estrela de nêutrons, que possuem massa pouco maior que uma massa solar e raio de aproximadamente 20km. Caso a estrela de nêutrons tenha massa superior a 2,5 massas solares, então o colapso não cessa e a estrela continua se comprimindo até se tornar um buraco negro.
Galáctica.
São seis partes que constituem a Via Láctea: núcleo, bulbo central, disco, os braços espirais, o componente esférico e o halo.
O núcleo está localizado no centro do sistema, tem a forma de uma esfera achatada e é igualmente constituído por estrelas, mas de idade mais avançada (chamada de população 2), apresentando por isso uma cor mais avermelhada do que o disco. Tem um diâmetro calculado em cerca de cem mil anos-luz e uma altura de trinta mil anos-luz, sendo uma fonte de intensa radiação eletromagnética, provavelmente devido à existência de um buraco-negro no seu centro. Este é envolto por um disco de gás a alta temperatura e por partículas de poeira interestelar que o ocultam, absorvendo a luz visível e a radiação ultravioleta. Porém, na faixa de radiofrequência é detectável com certa facilidade.
O buraco negro central recebeu o nome de Sagittarius A, sua massa foi estimada em aproximadamente quatro milhões de vezes a massa do Sol. Ao seu redor parece haver indicação da presença de nuvens de gás em rápido movimento e ionizadas. Esta é devida a fortes emissões de raios X eradiação infravermelha provenientes do núcleo galáctico.
O bulbo central galáctico é em torno do núcleo galáctico, sua forma é esférica e constituído principalmente por estrelas do tipo população 2 (estrelas velhas). Esta região da galáxia é rica em elementos pesados. Também estão presentes aglomerados globulares de estrelas semelhantes (de mesma composição), e suas órbitas são aproximadamente radiais ao redor do núcleo.
O disco é a parte mais visível da galáxia, e é nesta estrutura sobre a qual repousam os braços da Via Láctea; sua espessura equivale a um quinto de seu diâmetro. Constituído pela população mais jovem de estrelas (chamada de população 1) de cor azulada, por nuvens de poeira, gás e por aglomerados estelares. As estrelas do disco, têm um movimento de translação em volta do núcleo. Todas as estrelas que observamos no céu nocturno, estão localizadas no disco galáctico.
O núcleo está localizado no centro do sistema, tem a forma de uma esfera achatada e é igualmente constituído por estrelas, mas de idade mais avançada (chamada de população 2), apresentando por isso uma cor mais avermelhada do que o disco. Tem um diâmetro calculado em cerca de cem mil anos-luz e uma altura de trinta mil anos-luz, sendo uma fonte de intensa radiação eletromagnética, provavelmente devido à existência de um buraco-negro no seu centro. Este é envolto por um disco de gás a alta temperatura e por partículas de poeira interestelar que o ocultam, absorvendo a luz visível e a radiação ultravioleta. Porém, na faixa de radiofrequência é detectável com certa facilidade.
O buraco negro central recebeu o nome de Sagittarius A, sua massa foi estimada em aproximadamente quatro milhões de vezes a massa do Sol. Ao seu redor parece haver indicação da presença de nuvens de gás em rápido movimento e ionizadas. Esta é devida a fortes emissões de raios X eradiação infravermelha provenientes do núcleo galáctico.
O bulbo central galáctico é em torno do núcleo galáctico, sua forma é esférica e constituído principalmente por estrelas do tipo população 2 (estrelas velhas). Esta região da galáxia é rica em elementos pesados. Também estão presentes aglomerados globulares de estrelas semelhantes (de mesma composição), e suas órbitas são aproximadamente radiais ao redor do núcleo.
O disco é a parte mais visível da galáxia, e é nesta estrutura sobre a qual repousam os braços da Via Láctea; sua espessura equivale a um quinto de seu diâmetro. Constituído pela população mais jovem de estrelas (chamada de população 1) de cor azulada, por nuvens de poeira, gás e por aglomerados estelares. As estrelas do disco, têm um movimento de translação em volta do núcleo. Todas as estrelas que observamos no céu nocturno, estão localizadas no disco galáctico.
ExtraGaláctica.
Apesar de a astronomia extragaláctica ter surgido como tal na primeira metade do século XX, o início de sua história remete ao século XVIII quando vários pensadores e filósofosformularam as primeiras teorias de que o Universo seria composto por aglomerados deestrelas semelhantes à nossa galáxia. Em meados de 1775, Immanuel Kant desenvolve e aperfeiçoa esta idéia, relacionando os tais aglomerados estelares com as pequenas e tênues manchas esbranquiçadas observadas por Pierre-Louis Moreau Maupertius em1742, criando assim a teoria dos "universos ilha".
Vários observadores, apesar de descrentes quanto à teoria dos "universos ilha", catalogaram as, então chamadas, nebulosas extragalácticas e acabaram reforçando a tese de Kant, já que, para muitos adeptos da mesma, as nebulosas extragalácticas poderiam, simplesmente, ser os "universos ilha". Por volta de 1910, o astrônomo Vesto Melvin Slipher, do Observatório de Lowell, obteveespectros com exposições de até oitenta horas para várias destas nebulosas revelando acentuadas disparidades entre a velocidade radialdestas e a das demais estrelas da Via Láctea, provando assim que as nebulosas e as estrelas não poderiam estar associadas. As pesquisas também concluíram que as nebulosas extragalácticas realmente se encontravam além dos limites da nossa galáxia, pois se estivessem dentro as altas velocidades radiais deveriam produzir movimentos massacraveis mensuráveis, coisa que não acontecia. Várias correntes de pensamento se seguem após as publicações de Slipher, primeiro com o astrônomo holandês Adriaan Van Maanen, que tentou, sem sucesso, contestar os dados coletados por Vesto Slipher, e depois com Heber Doust Curtis e Harlow Shapley, que defendiam dois modelos diferentes de Via Láctea e, por conseguinte, dois modelos diferentes de meio extragaláctico.
A astronomia extragaláctica só surgiria como tal em 1923 quando Edwin Powell Hubble descobriu cefeidas na nebulosa de andrômeda, calculando que por sua distância deveriam estar fora de nossa galáxia e que pelo tamanho da nebulosa, que finalmente pôde ser calculado (relacionando a visibilidade e a distância recém descoberta da mesma), deveria compreender a um objeto de tamanho semelhante ou até maior do que a Via Láctea. Em virtude destas evidências as "nebulosas espirais" passaram a ser consideradas galáxias independentes e a, até então hipotética, existência de outras galáxias foi finalmente comprovada. Surge então a astronomia extragaláctica.
Vários observadores, apesar de descrentes quanto à teoria dos "universos ilha", catalogaram as, então chamadas, nebulosas extragalácticas e acabaram reforçando a tese de Kant, já que, para muitos adeptos da mesma, as nebulosas extragalácticas poderiam, simplesmente, ser os "universos ilha". Por volta de 1910, o astrônomo Vesto Melvin Slipher, do Observatório de Lowell, obteveespectros com exposições de até oitenta horas para várias destas nebulosas revelando acentuadas disparidades entre a velocidade radialdestas e a das demais estrelas da Via Láctea, provando assim que as nebulosas e as estrelas não poderiam estar associadas. As pesquisas também concluíram que as nebulosas extragalácticas realmente se encontravam além dos limites da nossa galáxia, pois se estivessem dentro as altas velocidades radiais deveriam produzir movimentos massacraveis mensuráveis, coisa que não acontecia. Várias correntes de pensamento se seguem após as publicações de Slipher, primeiro com o astrônomo holandês Adriaan Van Maanen, que tentou, sem sucesso, contestar os dados coletados por Vesto Slipher, e depois com Heber Doust Curtis e Harlow Shapley, que defendiam dois modelos diferentes de Via Láctea e, por conseguinte, dois modelos diferentes de meio extragaláctico.
A astronomia extragaláctica só surgiria como tal em 1923 quando Edwin Powell Hubble descobriu cefeidas na nebulosa de andrômeda, calculando que por sua distância deveriam estar fora de nossa galáxia e que pelo tamanho da nebulosa, que finalmente pôde ser calculado (relacionando a visibilidade e a distância recém descoberta da mesma), deveria compreender a um objeto de tamanho semelhante ou até maior do que a Via Láctea. Em virtude destas evidências as "nebulosas espirais" passaram a ser consideradas galáxias independentes e a, até então hipotética, existência de outras galáxias foi finalmente comprovada. Surge então a astronomia extragaláctica.