Quantas estrelas existem na nossa galaxia?

Answer 1

É impossivel determinar com total certeza o número exato de estrelas em nossa galaxia ou em outras. Mas atraves de estimativas de densidade podemos desenvolver calculas que retornam estimativas sobre a quantidade de estrelas em nossa galaxia.

É algo ao redor de 200 a 400 bilhões de estrelas.

Answer 2

Estima-se que existam entre 200 e 400 bilhões de estrelas.

Answer 3

Sao muitas

Answer 4

Uma estrela.. Eu. O resto é bico de vela.

Answer 5

Até 1908, cerca de 15 000 nebulosas haviam sido catalogadas e descritas. Algumas haviam sido corretamente identificadas como aglomerados estelares, e outras como nebulosas gasosas. A maioria, porém, permanecia com natureza inexplicada. O problema maior era que a distância a elas não era conhecida, portanto não era possível saber se elas pertenciam à nossa Galáxia ou não.

Answer 6

Do rock ou pop!?

Answer 7

Dizem entre 200 e 400 bilhões de estrelas.
Ainda não pude confirmar pois estou um tanto ocupado cavando um túnel para ver quantos metros tem do gramado do meu quintal até o centro da Terra...
Assim que terminar o túnel, empreitarei a contagem das estrelas.

Answer 8

É impressionante o número de pessoas que que confessam ( e parece que até gostam de confessar) a sua ignorância aqui nestas respostas acima. Perderam uma boa oportunidade de ficarem caladas.

Como alguns (que são mais inteligentes) já responderam, as estimativas estão em torno de poucas centenas de bilhões de estrelas na VIa Láctea. Um mínimo de 100 bilhões e talvez no máximo 400 bilhões de estrelas. Agora imagine que no universo conhecido existem algumas centenas de bilhões de galáxias, o total de estrelas é enorme.

Abaixo a ignorância e a burrice, viva a inteligência e o saber!

Answer 9

Estrela
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Ir para: navegação, pesquisa
Para outros significados de Estrela, ver Estrela (desambiguação).


--------------------------------------------------------------------------------





Centenas de estrelas são visíveis nesta imagem tirada pelo Hubble Space Telescope do Sagittarius Star Cloud em nossa galáxia:Via Láctea.Uma estrela é um corpo formado de plasma, o quarto estado da matéria (e não de gás, como muitos pensam), que se mantém coeso devido sua força gravitacional. Esse corpo celeste, por causa de sua pressão interna, produz energia por fusão nuclear, transformando moléculas de hidrogênio em hélio. Uma estrela tem que ter uma massa acima de um determinado valor crítico (aproximadamente 81 vezes a massa de Júpiter) para que se dêem reações nucleares de fusão no seu interior. Corpos que não atingem esse limite, mas que ainda assim irradiam energia por compressão gravitacional chamam-se anãs castanhas (ou anãs marrons) e são um tipo de corpo celeste na fronteira entre as estrelas e os planetas.

As estrelas podem ser vistas como enorme compactadores de matéria. O hidrogénio e o hélio, que estão na base da sua formação - por serem elementos com apenas um e dois elétrons (electrões em Portugal), mais simples de fundir - são lentamente, ao longo de milhões de anos, comprimidos dando origem a elementos mais pesados, nomeadamente metais, cujos átomos são mais difíceis de fundir. Esta incapacidade de fusão, leva irremediávelmente à morte da estrela, como no caso do Sol. Dado que nos primórdios do Universo, o hidrogênio (H) e o hélio (He) eram basicamente os únicos elementos existentes, isso significa que todos os restantes elementos conhecidos atualmente, como por exemplo o ferro, o carbono, oxigênio, nitrogênio, foram fabricados por estrelas. A sua distribuição pelo Universo cabe principalmente às supernovas, que ao explodirem espalham por milhões de quilômetros estes materiais, dando origem a novas estrelas e sistemas planetários.

As estrelas visíveis aparecem como pontos brilhantes no céu noturno, à exceção do Sol que devido a sua proximidade é visto como um disco e é o responsável pela luz do dia. O uso comum da palavra estrela nem sempre reflete o seu significado astronômico, não incluindo o Sol e incluindo os planetas visíveis e até mesmo os meteoros (estrela cadente). Em virtude do uso amplo da palavra, um fenômeno belo e sem igual ocorrido dia 13 de novembro de 1833, visível do Canadá ao México, foi denominado chuva de estrelas.

Depois do Sol, a estrela mais próxima da Terra é a Próxima Centauri que fica a 40 trilhões de quilômetros, mas como não é possível observá-la a olho nu, pois é uma anã vermelha cujo brilho é bastante fraco, esse título fica com Alpha Centauri. Sua luz demora 4,2 anos no trajeto dessa estrela até nós (veja ano luz).

Os astrônomos estimam que existam pelo menos 70 sextilhões de estrelas no universo conhecido. Em número fica 70 000 000 000 000 000 000 000.

Índice [esconder]
1 Classificação das estrelas
2 Classificação estelar
3 Formação e evolução
4 Nomeando as estrelas
5 Caminhos de reações Nucleares de fusão
6 Veja também



[editar]
Classificação das estrelas
Há muitos tipos de estrelas que diferem pela massa, composição e brilho absoluto (não o brilho aparente que varia com a sua distância). Ao longo da vida de uma estrela a sua massa e composição se alteram gradativamente devido aos processo de fusão nuclear.

Segue-se uma pequena lista de alguns dos objectos estelares mais "exóticos":

anã castanha (ou anã marrom) - um objecto sub-estelar, onde não tem lugar a fusão de hidrogénio, mas que brilha em infravermelhos e no vermelho devido a alguns outros tipos de reações nucleares e ao calor interno.
anã branca - resultado final da vida de uma estrela de média grandeza, uma anã branca é o núcleo que resta da estrela depois de ela ejectar as suas camadas exteriores.
estrela de nêutrons - o que resta depois da explosão de uma supernova. É um objecto extremamente denso, mas não tanto como um buraco negro.
buraco negro - objecto em que a gravidade é tão intensa que nem a luz lhe consegue escapar (a velocidade de escape é superior à velocidade da luz)
[editar]
Classificação estelar
Existem diferentes classes de estrelas indo do tipo O que são muito grandes e brilhantes, até M que são de tamanho apenas suficiente para iniciar a ignição das reações termonucleares com o hidrogênio. As estrelas mais comuns de nossa Galáxia são classificadas de acordo com as classes O,B,A,F,G,K,M (esta seqüência pode ser memorizada usando o mnemônico, em inglês,"Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me" (ou alterando "girl" para "guy") ou então O B A! Frango Grelhado Kom Molho), estabelecidas por Annie Jump Cannon (1863-1941), a partir de critérios de classificação anteriores desenvolvidos em Harvard. Posteriormente, Cecilia Payne mostrou que essa seqüência classificatória corresponde a uma seqüência de temperatura superficial estelar, onde as estrelas O são mais quentes do que as B, as quais são mais quentes do que as A, e assim por diante.

As classes estelares R, N e S foram introduzidas por Morgan e Keenan, para a classificação de estrelas carbonadas. Sua definição nunca foi muito clara e seu uso não se difundiu entre os profissionais. Posteriormente, as classes R e N foram reagrupadas na classe C.

Além dessas, reconhece-se atualmente mais três classes estelares: W, L, T. As estrelas W, também chamadas de Wolf-Rayet, são estrelas muito massivas, mais quentes do que as estrelas O. As classes L e T, por sua vez, correspondem ao extremo de baixa temperatura superficial. Estrelas de classe T são, na verdade, consideradas anãs marrons.

Cada classe tem 9 subclassificações. Nosso Sol é uma estrela G2.

No diagrama HR, a maior parte das estrelas encontra-se na faixa conhecida como seqüência principal, que relaciona a magnitude absoluta e tipo espectral das estrelas que queimam hidrogênio em seu caroço.

O Sol é tomado com uma estrela padrão (não porque seja especial em nenhum sentido, apenas porque é a estrela mais próxima e melhor estudada que conhecemos), e a maior parte das caracteristicas de outras estrelas é usualmente dada em unidades solares.


Por exemplo, a massa do Sol é

MSol = 1.9891 × 1030 kg
e as massas de outras estrelas são dadas em termos de Massa Solar, MSol.

[editar]
Formação e evolução

Ciclo de Vida das EstrelasEstrelas nascem em nuvens moleculares, grandes regiões de matéria de alta densidade (apesar dessa densidade ser um pouco menor do que aquela obtida numa câmara de vácuo na Terra), e se formam por instabilidade gravitacional nestas nuvens, causada por ondas de choque de uma supernova.(Estrelas de grande massa que iluminam com muita intensidade as nuvens que as formam. Um exemplo dessa reflexão é a Nebulosa de Orion.)

Estrelas gastam 90% de suas vidas realizando a fusão nuclear do hidrogênio para produzir hélio em reações de alta pressão próximo ao seu centro. Tais estrelas estão na sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell.

Pequenas estrelas (chamadas de Anãs Vermelhas) queimam seu combustível lentamente e costumam durar dezenas a centenas de bilhões de anos (mais do que a própria existência do Universo até hoje). No fim de suas vidas, elas simplesmente vão apagando até se tornarem Anãs Negras.

Conforme a maioria das estrelas esgota seu estoque de hidrogênio, suas camadas externas expandem e esfriam formando uma Gigante Vermelha. (Em cerca de 5 bilhões de anos, quando o Sol já for uma Gigante Vermelha, ele terá engolido Mercúrio e Vênus.)

Eventualmente, o núcleo será comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio, então a estrela se aquece e contrai. Estrelas maiores podem fundir elementos mais pesados, podendo formar até mesmo ferro.

Uma estrela de tamanho médio vai perder suas camadas externas criando uma nebulosa planetária. O núcleo remanescente será uma pequena bola de matéria degenerada sem massa suficiente para provocar mais fusão, mantida apenas pela pressão de degenerescência, chamada de Anã Branca. Essa mesma estrela vai se esvair em uma anã negra, em uma escala de tempo extremamente longa.

Em estrelas maiores, a fusão continua até que o colapso gravitacional faça com que a estrela exploda em uma supernova. Este é o único processo cósmico que acontece em escalas de tempo humanas. Historicamente, supernovas têm sido observadas como "novas estrelas" onde antes não havia nenhuma.

A maior parte da matéria em uma estrela é expelida na explosão(formando uma nebulosa como a Nebulosa do Caranguejo) mas o que sobra vai entrar em colapso e formar uma estrela de nêutrons (um pulsar ou emissor de raios x) ou, no caso das estrelas maiores, um buraco negro.

A camada externa expelida inclui elementos pesados, que são comumente convertidos em novas estrelas e/ou planetas. O fluxo da supernova e o vento solar de grandes estrelas é muito importante na formação do meio interestelar.

A Evolução estelar explica como as estrelas nascem e morrem com maiores detalhes.

[editar]
Nomeando as estrelas
A maioria das estrelas tem somente números como nome. Algumas, no entanto, tem nomes. Esses nomes são tradicionalmente escolhidos (geralmente provenientes da língua arábica), por designação Flamsteed ou Bayer. O único órgão responsável por nomear estrelas reconhecido pela comunidade científica é o International Astronomical Union. Um número de companhias privadas (como a International Star Registry) tenta vender nomes para estrelas, no entanto, estes nomes não são reconhecidos pela comunidade científica, nem usado por ela. Eles vêem essas organizações como fraudulentas, que se aproveitam da ignorância das pessoas de como uma estrela é nomeada.

[editar]
Caminhos de reações Nucleares de fusão
Uma variedade de diferentes reações de fusão nuclear pode ocorrer no núcleo das estrelas, Dependendo de sua massa e composição. (veja Nucleosíntese estelar).

As estrelas se formam de uma nuvem composta basicamente de Hidrogênio e em torno de 25% Hélio e outros elementos mais pesados em pequenas quantidades. No Sol, com um núcleo a 107 K de temperatura, núcleos de Hidrogênio se fundem para formar Hélio em uma cadeia próton-próton:

2(1H + 1H → 2H + e+ + νe) (4.0 MeV + 1.0 MeV)
2(1H + 2H → 3He + γ) (5.5 MeV)
3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12.9 MeV)
Estas cadeias de reações resultam na reação líquida:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)
onde 4 prótons se fundem para formar um núcleo de Hélio emitindo 2 pósitrons, 2 neutrinos e 2 raios gama. Em estrelas mais massivas, o Hélio é produzido em um ciclo de reações catalizadas pelo Carbono, o ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio.

Em estrelas com o núcleo a temperaturas de 108 K e massas entre 0,5 e 10 massas solares, Hélio pode ser transformado em Carbono em um processo chamado Processo triplo-alfa:

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 MeV
Estas reações pode ser resumidas na reação líquida:

34He → 12C + γ + 7.2 MeV
[editar]
Veja também
Lista de estrelas
Lista de nomes tradicionais de estrelas
Anã branca
Gigante azul
Gigante vermelha
Estrela de nêutrons
Supernova
Buraco negro
Sistema binário



Retirado de "http://pt.wikipedia.org/wiki/Estrela"
Categorias de páginas: Astronomia | Estrelas

Plasma é o estado da matéria que ocorre no interior do Sol e demais estrelas; que consiste numa "sopa" de electrões livres e iões. A matéria sujeita ao estado de plasma atinge temperaturas tão altas que seus átomos começam a perder eletrões e estes se tornam livres.

A palavra plasma vem da medicina onde é utilizada para apontar perturbação ou estado não distinguível. O termo plasma na física, foi utilizado pela primeira vez pelo físico americano, Irving Langmuir no ano de 1928, quando estudava descargas elétricas em gases.

Veja também: gás, líquido e sólido.

Na superfície da Terra o plasma só se forma em condições especiais. Devido a força gravitacional da Terra ser fraca para reter o plasma, não é possível mantê-lo confinado por longos períodos como acontece no Sol. O Sol, assim como todas estrelas que emitem luz se encontram no quarto estado da matéria. Na ionosfera terrestre, temos o surgimento da Aurora Boreal, que é um plasma natural, assim como o fogo. São sistemas compostos por um grande número de partículas carregadas, distribuídas dentro de um volume (macroscópico) onde haja a mesma quantidade de cargas positivas e negativas.

Este meio recebe o nome de Plasma, e foi chamado pelo físico inglês W. Clux de o quarto estado fundamental da matéria, por conter propriedades diferentes do estado sólido, líquido e gasoso.

Esta mudança de estado acontece da seguinte forma: ao adicionarmos calor ao sólido este se transforma em líquido; se adicionarmos mais calor, este se transforma em gás e se aquecermos este gás a altas temperaturas, obtemos o plasma. Sendo assim, se colocarmos em ordem crescente conforme a quantidade de energia que a matéria possui teremos:

SÓLIDO LÍQUIDO GASOSO PLASMA

A importância do estudo de física de plasma se dá em função de que, o universo matéria é 99% composto por matéria ionizada em forma de plasma, ou seja, no planeta Terra, onde a matéria se encontra normalmente nos três estados: sólido, líquido e gasoso, pode-se dizer que em relação ao Universo, vivemos num ambiente especial e raro.

Como o plasma está em altíssima temperatura, a agitação de seus átomos é tão grande que as colisões entre partículas é muito comum, não podendo mais o átomo ser mantido coeso, a força nuclear forte não é mais capaz de manter o núcleo atômico estável e nem existem combinações entre os elétrons livres, então também não temos a atuação da força nuclear fraca.

[editar]
Propriedades do Plasma
- Ele é eletricamente neutro, neutralidade esta garantida, pelo equilíbrio das partículas componentes do plasma, resumidamente seu número de prótons e elétrons é igual.
- O plasma é ótimo condutor elétrico, uma vez que possui grande quantidade de elétrons livres.
- O plasma apresenta-se como ótimo condutor de calor.
- O plasma é fonte de ondas eletromagnéticas. Estando o plasma sujeito a um campo magnético, este induz um campo elétrico e vice-versa. Nota-se que, no caso do sol, o campo eletromagnético é tão intenso que influencia dispositivos sensíveis a estes campos, como satélites de comunicações por exemplo e também origina fenômenos interessantes como a aurora boreal.


[editar]
Experiências com Plasma
O plasma também pode existir em baixas temperaturas, como exemplos podemos citar lâmpada fluorescente...Também usado para processar esterilização em autoclave de plasma e peróxido de hidrogênio.
Gás
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Ir para: navegação, pesquisa
Um gás é o conteúdo da fase gasosa, no qual a matéria tem forma e volume variáveis. Nos gases, as moléculas se movem livremente e com grande velocidade. A força de coesão é mínima e a de repulsão é enorme.

Por razões didáticas, a Física classifica os gases em duas categorias:

os gases perfeitos ou ideais
os gases reais
Na verdade, nenhum gás é perfeito. Só pode ser tratado como tal um gás na muito baixa pressão e temperatura.

Outra classificação possível para os gases é aquela que considera os efeitos para a saúde humana, quando inalados. Assim, há os inofensivos (oxigênio, hélio), quando dispersos em quantidade normal na atmosfera, e os venenosos (capazes de matar). Dentre os últimos podemos citar:

Tóxicos: ácido cianídrico (produz a morte quase instantaneamente), amoníaco do anidro sulfuroso, benzina, iodacetona, cianuretos alcalinos de potássio, sódio etc.
Asfixiantes: que provocam a cessação das trocas orgânicas (provocando a redução do teor de oxigênio e o consequente aumento de gás carbônico no sangue) tais como oxicloreto, tetraclorossulfureto de carbono, cloroformiato de metila clorado, bromo, fosgeno.



[editar]
Ver também

Answer 10

A metade do dobro seja esse dobro a quantia que for.