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da Terra. Pertence à constelação de Órion, a uma distância de cerca de 500 anos- luz e tem massa 15 vezes maior que o sol. Rigel Supergigante azul pertencente à constelação de Órion. É a estrela mais brilhante do todo o céu e fica cerca de 800 anos-luz de distância da Terra. 35 Próxima Centauri É uma estrela anã vermelha de baixa massa e fica a “apenas” 4,2 anos-luz da Terra. Pertence à constelação de Centauro, que não pode ser vista a olho nu. Dneb Deneb pertence à constelação do Cisne há uma distância de aproximadamente 2.600 anos-luz de nós e seu brilho azulado é 200 000 vezes maior que o brilho do sol. Para que a tabela seja completada, sugerimos que os(as) estudantes sejam agrupados(as) e utilizem diversas fontes de pesquisas sugeridas pelo(a) professor(a). O objetivo dessa tabela é evidenciar as características principais de algumas estrelas. Espera-se que, durante a pesquisa, os(as) estudantes encontrem informações pertinentes à composição química das estrelas que será abordada na próxima atividade. 3.2 O Ciclo da vida das estrelas As estrelas vivem por muito tempo em comparação com a vida humana, que é medida em anos, já a vida das estrelas, é medida em milhões de anos. Mesmo que as escalas de tempo das estrelas sejam enormes, é possível saber como as estrelas nascem, vivem e morrem. Vamos descobrir como isso acontece? Nesta atividade vocês irão se dividir em grupos para assistir ao vídeo do Canal Ciência Todo dia: “De Poeira Estelar a Supernovas: O Ciclo de Vida das Estrelas”, disponível em: < //youtu.be/1wPSGIV84aI>, acesso em 16 mar. 2021, debater e responder aos itens abaixo: Professor(a), a proposta dessa atividade é que os(as) estudantes assistam ao vídeo disponível no link da atividade. Sugerimos que esse vídeo seja exibido em sala de aula e, caso não seja possível realizar a exibição do vídeo em sala de aula, sugira que eles(as) assistam antes da aula e façam as anotações, para que seja possível debater e responder às questões. Após a apresentação do vídeo, organize os(as) estudantes em grupos e peça que respondam às questões. Ao final da aula, socialize as respostas dos grupos fazendo uma discussão sobre os conceitos abordados. ● Como nascem as estrelas e o que é uma protoestrela? O nascimento de uma estrela começa com uma enorme massa de poeira e gás conhecida como nuvem molecular gigante ou nebulosa. Nuvens 36 moleculares gigantes são tão massivas que até um milhão de estrelas podem se formar a partir delas. Essas nuvens maciças de poeira e gás não são uniformes em densidade. Como resultado, nas áreas que têm mais densidade, a gravidade começa a reunir mais e mais partículas e gases. À medida que essas áreas se tornam mais massivas, a gravidade se torna mais forte e atrai ainda mais material. A gravidade eventualmente causa o colapso de áreas dentro da nuvem molecular gigante. Conforme ocorre o colapso, a energia gravitacional é liberada e o gás fica muito quente. Conforme a nuvem entra em colapso, a pressão interna de todas as moléculas de gás começa a empurrar para fora. É essa batalha entre a atração da gravidade para dentro e a pressão para fora da pressão interna que caracteriza a luta das estrelas pela vida e, por fim, perdida até a morte. As protoestrelas ainda não são estrelas porque não atingiram temperaturas internas altas o suficiente para iniciar a fusão nuclear. À medida que a nuvem de gás e poeira se contraem, porque as forças gravitacionais são mais poderosas do que as forças de pressão interna, a temperatura da nuvem aumenta. Somente quando a protoestrela atinge a temperatura de 10.000.000 Kelvin, seu gás hidrogênio se funde para formar o hélio. É nesse ponto que uma verdadeira estrela se formou. Professor(a), explique para os(as) estudantes que, na fusão nuclear, dois núcleos leves se fundem para forma um núcleo mais pesado. Essa reação libera uma quantidade muito grande de energia e essa quantidade enorme de energia, é liberada nas reações de fusão porque quando dois núcleos leves se fundem, a massa do núcleo produzido é menor que a soma das massas dos núcleos iniciais. Professor(a), nesse momento, não é necessário aprofundar os conceitos sobre fusão nuclear, contudo, este tema será abordado novamente em outras Situações de Aprendizagem. ● De acordo com o vídeo, explique o que mantem uma estrela em equilíbrio em um determinado estágio da sua vida. Professor(a), discuta com os(as) estudantes que, durante a maior parte da vida de uma estrela, para que ela fique em equilíbrio hidrostático, nela atuam a força gravitacional (devido à atração entre as massas dos elementos que formam a estrela) e a pressão do gás (devido à geração de energia no núcleo da estrela). ● O que são estrelas da sequência principal e qual a relação entre a massa e a vida de uma estrela? Uma estrela situa-se na sequência principal enquanto estiverem transformando em seu núcleo hidrogênio em hélio e passam a maior parte de sua vida neste estágio. Quando essas estrelas tiverem convertido todo 37 hidrogênio em hélio, elas saem da sequência principal. A quantidade de tempo gasto como uma estrela da sequência principal depende da rapidez com que a estrela funde seu hidrogênio. A velocidade com que uma estrela funde seu hidrogênio, por sua vez, depende de quanta massa a estrela tem. Estrelas mais massivas sofrem uma força de atração gravitacional mais forte e, portanto, temperaturas mais altas são necessárias para fornecer a pressão para neutralizar a Força Gravitacional. As temperaturas mais altas permitem mais fusão, o que leva a um tempo mais curto como estrela da sequência principal. O oposto é verdadeiro para estrelas de baixa massa. As estrelas mais massivas passam apenas alguns milhões de anos como estrelas da sequência principal, enquanto as estrelas de baixa massa podem permanecer por 10 bilhões de anos. ● No final da sua vida, no que as estrelas se transformam? Comente com os(as) estudantes que, dependendo da quantidade de massa de uma estrela, elas podem morrer de várias formas, e seus remanescentes podem se transformar em objetos diversos que vão de anãs brancas a buracos negros. À medida que a camada de hidrogênio e hélio se expande para universo, o núcleo continua a se contrair, mas não há calor suficiente gerado para fazer com que o núcleo de carbono/oxigênio se funda em outros elementos. Portanto, o núcleo simplesmente se contrai até se tornar muito denso e as forças gravitacionais equilibram as forças de pressão interna geradas quando os elétrons são comprimidos pela gravidade. Nesse ponto, ela se torna uma anã branca. No caso de uma estrela que tem mais de 8 vezes a massa do Sol, o núcleo continua a entrar em colapso e é capaz de atingir temperaturas que permitem que o núcleo de carbono/oxigênio se funde em elementos novos e mais pesados. O ciclo de fusão, expansão, contração e fusão do núcleo continua novamente em estrelas de alta massa até que o núcleo seja feito de ferro. O silício, que se funde com o ferro, é o último processo de fusão que libera energia e permite que a estrela permaneça estável e equilibrada. Como resultado, o núcleo da estrela continua a entrar em colapso sem que a fusão ocorra. O resultado é um núcleo feito de nêutrons degenerados. Essa estrela é conhecida como estrela de nêutrons. As estrelas muito massivas (maiores que 25 massas solares) passam pela fase de Wolf- Rayet em que são de brilho variável e têm um envoltório de poeira ejetado pela estrela devido à forte pressão de radiações. Quando o núcleo chega a ferro e a estrela colapsa, ejetando a maior parte de sua massa como supernova, restará um buraco negro. 38 Professor(a), sugerimos a leitura do artigo “Como nasce e morre uma estrela?”, disponível em: <//cutt.ly/ycZdl9r>