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Sabe-se hoje que tudo o que existe na Terra provem das matérias que formou todo o universo. As mesmas substâncias presentes nas estrelas. Como forma de saber mais a respeito da nossa formação, estuda-se hoje corpos celestes muito distantes de nós. São estrelas muito grandes, que distam muito do nosso sistema solar. São chamadas de Estrelas de Alta Massa. Essas estrelas chegam a ter temperaturas de 30 a 40 mil graus Celsius na sua superfície e são interessantes por vários motivos. Acredita-se, por exemplo, que os elementos químicos que formam os nossos corpos, como carbono, oxigênio e hidrogênio, um dia formaram-se no interior dessas estrelas e foram ejetados para o espaço por meio de explosões. Queremos ver, então, a ligação entre uma estrela quente e a biologia que existe aqui na Terra.
Quando falamos em estrelas de alta massa, estamos nos referindo às estrelas cujas massas sejam superiores a cerca de oito vezes a massa atual de nosso Sol. Portanto, por definição, nosso Sol não é uma estrela massiva. Ele é, na verdade, uma estrela de baixa massa.
Existem uma infinidade de estrelas, umas com mais massa que nosso Sol, e outras com menos. No entanto, todas as estrelas têm na fusão nuclear sua fonte de energia. No centro de cada estrela, núcleos de átomos leves são fundidos (daí o termo fusão) em núcleos maiores. Esta reação libera grande quantidade de energia. No entanto, em estrelas de alta massa as pressões e temperaturas no interior estelar são maiores que em estrelas de baixa massa. Isto faz com que as reações nucleares nas mais massivas sejam bem mais intensas que nas de menor massa.
Desta forma, as estrelas de menos massa são as que vivem mais (quando escrevo viver ou morrer no contexto estelar, refiro-me à existência da estrela).
As estrelas passam a maior parte de suas vidas fundindo (ou queimando, como alguns preferem) hidrogênio em hélio. Mas também elas podem fundir hélio em carbono e nas fases finais de sua vida podem gerar Silício, Magnésio e, quase, todos os outros elementos conhecidos na tabela periódica. E é daí que vem a expressão que afirma que somos poeira das estrelas.
O Ferro que temos no sangue, o Carbono de todas as moléculas orgânicas, o Silício encontrado nos chips de computadores e toda e qualquer substância presente no nosso cotidiano têm suas origens ligadas, de alguma forma, à evolução estelar. Todos os átomos de nossos corpos (excessão ao hidrogênio que tem sua origem no Big Bang, e boa parte do hélio que também tem essa origem) foram processados em alguma estrela que existiu antes de nosso Sol. Este ao se formar, o fez com um material já reciclado, cheio de matéria sintetizada no interior de uma outra estrela já morta.
No meu trabalho, concentro-me em regiões onde as estrelas de maior massa se formam. Estas são estrelas quentes o suficiente para ionizar o hidrogênio à sua volta, e a esta região de hidrogênio ionizado denominamos: Região HII .
As estrelas de alta massa (massa maior que cerca de oito massas solares) têm grande impacto na energia e na composição química do meio interestelar através de seus ventos estelares e quando explodem como supernovas. Elas dominam a luz das galáxias jovens, sendo importantes para a interpretação de galáxias longínquas. A compreensão da formação e evolução dessas estrelas, entretanto, apresenta lacunas muito maiores que para as de baixa massa. O fato de as estrelas massivas nascerem em aglomerados estelares (assim como também a maior parte das estrelas de baixa massa) faz com que o estudo de regiões HII seja chave para o estudo da formação estelar.
Na fase em que o objeto central está capturando matéria (provavelmente através de um disco de acresção), a emissão UV (ultravioleta) ioniza o gás circundante e aquece a poeira, sendo observado na faixa rádio como uma região HII ultracompacta (UCHII), que dura cerca de 10 mil anos. A radiação ultravioleta evapora o disco em uma escala de tempo menor que 100 mil anos, tornando sua observação pouco provável. A destruição da nuvem molecular que obscurece o aglomerado leva até cerca de 1 milhão de anos, de modo que, quando as estrelas mais massivas e a região HII se tornam visíveis na faixa visível do espectro eletromagnético, elas já percorreram cerca de 15% de sua trajetória evolutiva. Portanto, identificar e estudar estes objetos durante a fase de seqüência principal (queima de H em He) é uma tarefa bastante difícil, devido ao pouco tempo em que eles se "mostram" a observadores externos.
Existem uma infinidade de estrelas, umas com mais massa que nosso Sol, e outras com menos. No entanto, todas as estrelas têm na fusão nuclear sua fonte de energia. No centro de cada estrela, núcleos de átomos leves são fundidos (daí o termo fusão) em núcleos maiores. Esta reação libera grande quantidade de energia. No entanto, em estrelas de alta massa as pressões e temperaturas no interior estelar são maiores que em estrelas de baixa massa. Isto faz com que as reações nucleares nas mais massivas sejam bem mais intensas que nas de menor massa.
Desta forma, as estrelas de menos massa são as que vivem mais (quando escrevo viver ou morrer no contexto estelar, refiro-me à existência da estrela).
As estrelas passam a maior parte de suas vidas fundindo (ou queimando, como alguns preferem) hidrogênio em hélio. Mas também elas podem fundir hélio em carbono e nas fases finais de sua vida podem gerar Silício, Magnésio e, quase, todos os outros elementos conhecidos na tabela periódica. E é daí que vem a expressão que afirma que somos poeira das estrelas.
O Ferro que temos no sangue, o Carbono de todas as moléculas orgânicas, o Silício encontrado nos chips de computadores e toda e qualquer substância presente no nosso cotidiano têm suas origens ligadas, de alguma forma, à evolução estelar. Todos os átomos de nossos corpos (excessão ao hidrogênio que tem sua origem no Big Bang, e boa parte do hélio que também tem essa origem) foram processados em alguma estrela que existiu antes de nosso Sol. Este ao se formar, o fez com um material já reciclado, cheio de matéria sintetizada no interior de uma outra estrela já morta.
No meu trabalho, concentro-me em regiões onde as estrelas de maior massa se formam. Estas são estrelas quentes o suficiente para ionizar o hidrogênio à sua volta, e a esta região de hidrogênio ionizado denominamos: Região HII .
As estrelas de alta massa (massa maior que cerca de oito massas solares) têm grande impacto na energia e na composição química do meio interestelar através de seus ventos estelares e quando explodem como supernovas. Elas dominam a luz das galáxias jovens, sendo importantes para a interpretação de galáxias longínquas. A compreensão da formação e evolução dessas estrelas, entretanto, apresenta lacunas muito maiores que para as de baixa massa. O fato de as estrelas massivas nascerem em aglomerados estelares (assim como também a maior parte das estrelas de baixa massa) faz com que o estudo de regiões HII seja chave para o estudo da formação estelar.
Na fase em que o objeto central está capturando matéria (provavelmente através de um disco de acresção), a emissão UV (ultravioleta) ioniza o gás circundante e aquece a poeira, sendo observado na faixa rádio como uma região HII ultracompacta (UCHII), que dura cerca de 10 mil anos. A radiação ultravioleta evapora o disco em uma escala de tempo menor que 100 mil anos, tornando sua observação pouco provável. A destruição da nuvem molecular que obscurece o aglomerado leva até cerca de 1 milhão de anos, de modo que, quando as estrelas mais massivas e a região HII se tornam visíveis na faixa visível do espectro eletromagnético, elas já percorreram cerca de 15% de sua trajetória evolutiva. Portanto, identificar e estudar estes objetos durante a fase de seqüência principal (queima de H em He) é uma tarefa bastante difícil, devido ao pouco tempo em que eles se "mostram" a observadores externos.
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amigo e irmazinho receba esse comentario de amigo e cheio de vomtade de vc seja meu irmazinho de verdade tenho um prazer de deixar um comentario pra vc de seu amigo ludimar