FÍSICA
Teoria da Relatividade
No estudo da Mecânica, a velocidade, por exemplo, é uma grandeza
relativa, ou seja, sua medida depende do referencial do qual está sendo
medido. Em consequência disso, outras grandezas que dependem da
velocidade também são relativas como, por exemplo, a energia cinética e a
quantidade de movimento. A energia potencial também é uma grandeza
relativa, pois o seu valor (mgh) depende do referencial que se adota
para medir a altura. Comprimento, massa e tempo são tidos como grandezas
absolutas no estudo da Mecânica, mas também se tratam de grandezas
relativas. No entanto, a relatividade dessas grandezas só evidencia-se
quando no estudo de situações em que se têm velocidades muito elevadas,
ou seja, não desprezíveis se comparadas com a velocidade da luz no
vácuo, que é aproximadamente 3,0 x108 m/s.
A teoria da relatividade é composta de duas outras teorias: Teoria da Relatividade Restrita, que estuda os fenômenos em relação a referenciais inerciais, e a Teoria da Relatividade Geral,
que aborda fenômenos do ponto de vista não inercial. Apesar de formar
uma só teoria, elas foram propostas em tempos diferentes, no entanto
ambas trouxeram o conhecimento de que os movimentos do Universo não são
absolutos, mas sim relativos.
A teoria da relatividade restrita foi construída por Einstein a partir de dois importantes postulados:
1ª – Postulado da Relatividade: as leis da Física são as mesmas em todos os sistemas de referência inercial.
2ª – Postulado da Constância da Velocidade da Luz: a velocidade da luz no vácuo tem o mesmo valor para qualquer referencial inercial, ou seja, c = 300 000 km/s.
A vida das estrelas
Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade. Ao fim de sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de matéria degenerada. A estrela mais próxima da Terra é o Sol, que é a fonte da maior parte da energia
do planeta. Outras estrelas são visíveis da Terra durante a noite,
quando não são ofuscadas pela luz do Sol ou bloqueadas por fenômenos
atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celeste foram agrupadas em constelações e asterismos, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios. Extensos catálogos de estrelas foram compostos pelos astrônomos, o que permite a existência de designações padronizadas.
Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogênio no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o epaço sideral. Quase todos os elementos que ocorrem na natureza mais pesados que o hélio foram criados por estrelas, seja pela nucleossíntese etelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova quando as estrelas explodem. Os astrônomos podem determinar a masa, idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seu espectro, luminosidade e movimento no espaço. A massa total de uma estrela é o principal determinante da sua evolução e possível destino. Outras características de uma estrela são determinadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento e temperatura. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades, conhecido como Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o estado evolucionário de uma estrela.
Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material composta
principalmente de hélio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o
núcleo estelar seja suficientemente denso, parte do hidrogênio é
gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear. O restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de processos radiantes e convectivos. A pressão interna da estrela impede que ela colapse devido a sua própria gravidade. Quando o combustível do núcleo (hidrogênio) se exaure, as estrelas que possuem pelo menos 40% da massa do Sol se expandem para se tornarem gigantes vermelhas, em alguns casos fundindo elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A estrela
então evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do material
para o ambiente interestelar, onde será formada uma nova geração de
estrelas com uma maior proporção de elementos pesados.
Sistemas binários e multiestelares consistem de duas ou mais estrelas que estão
gravitacionalmente ligadas, movendo-se umas em torno das outras em órbitas
estáveis. Quando duas dessas estrelas estão em órbitas relativamente
próximas, sua interação gravitacional pode causar um impacto
significativo na sua evolução. As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia.
Equipe : Lara Badaró, Lídia França e Waldriene Dias . 1002
