Planetas

Planeta, como definido pela União Astronômica Internacional (IAU), é um corpo celeste orbitando uma estrela ou restos estelares que tem massa suficiente para haver rotação em torno de si (através da gravidade) e, não tem massa suficiente para causar fusão termonuclear, tendo, ainda, limpado a vizinhança de sua órbita .
Na última década foram já descobertos mais de 200 planetas extra-solares, provando que a ocorrência destes corpos é universal.

Definição
A palavra "planeta" vem do grego πλανήτης — "planētēs", "plan", que significa "aquele que vagueia", visto que os astrônomos antigos observavam como certas luzes se moviam através do céu em desacordo com as estrelas. Eles acreditavam que esses objetos juntamente com o Sol e a Lua orbitavam a Terra considerada estacionária no centro.
O número original de planetas era sete: Lua, Mercúrio, Vênus, Sol, Marte, Júpiter, e Saturno, em órbitas determinadas segundo o sistema definido por Ptolomeu.
Posteriormente, com a adoção do heliocentrismo, a Terra passou a ser considerado planeta enquanto o Sol e a Lua perderam esse status. Com a invenção do telescópio permitiu-se a descoberta de Urano (1781), Neptuno (1846) e Plutão (1930). Plutão entretanto, a partir da resolução de 24 de agosto de 2006 da União Astronômica Internacional, deixou de ser considerado um planeta, passando ao status de planeta anão.
A definição adotada preenche um vazio que existia neste campo científico desde os tempos do astrônomo polonês Nicolau Copérnico (1473-1543). A nova definição estabelece três grupos de corpos celestes. O primeiro inclui os oito planetas "clássicos": Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno. O segundo grupo inclui Ceres, Plutão e Éris, são os planetas anões e o terceiro grupo é formado por pequenos corpos do sistema solar, tais como asteróides e cometas.

Controvérsias
Até o ano de 2006, considerava-se Plutão o nono planeta do sistema solar. A controvérsia foi iniciada pela descoberta de Éris, corpo celeste que se situa além da órbita de Neptuno e tem dimensões superiores às de Plutão.
Plutão, descoberto em 1930 pelo cientista norte-americano Clyde Tombaugh (1906-1997), foi objeto de polêmica há décadas, principalmente por causa do seu tamanho, cujas estimativas foram reduzidas ano após ano e cujo valor atual foi estabelecido em 2.300 quilômetros de diâmetro.
Assim, Plutão é muito menor que a Terra (12.750 quilômetros) e até mesmo menor que a Lua (3.480 quilômetros) e Éris (3.000 quilômetros), que no entanto está muito mais longe do Sol.
Outro argumento contra Plutão é a forma pouco ortodoxa de sua órbita, cuja inclinação não é paralela à da Terra e a dos outros sete planetas do Sistema Solar.
Desta forma, a União Astronômica Internacional criou uma categoria de um corpo celeste chamada de planeta anão, dentro da qual estão incluídos Plutão, Éris e também o asteróide Ceres, situado entre as órbitas de Marte e Júpiter.

Formação Planetária
Ver artigo principal: Nebulosa solar
Não se sabe ao certo como os planetas são formados. A teoria mais aceita é que eles são formados das sobras de uma nebulosa que não se condensam sob ação da gravidade para formar uma protoestrela. Em vez disso, essas sobras se tornam um fino disco protoplanetário de pó e gás que gira em volta de protoestrela e começa se condensar sobre concentrações locais de massa dentro de discos conhecidos como planetesimais. Essas concentrações ficam cada vez mais densas até que eles colapsam pela gravidade para formar-se protoplanetas. Depois que um planeta consegue um diâmetro maior do que uma lua terrestre, ele começa a acumular uma atmosfera extensa. Isto amplia a razão de captura do planetesimal por um fator de dez.
Os impactos enérgicos planetesimais menores aquecerão o planeta crescente, causando-o, pelo menos, uma fusão parcial. O interior do planeta começa a diferenciar-se pela massa, desenvolvendo um núcleo denso. Os menores planetas terrestres perdem a maior parte das suas atmosferas devido a este aumento, mas os gases perdidos podem ser substituídos por gases originários do manto interior e do impacto de cometas subsequente. (Observe que os planetas menores perderão qualquer atmosfera que eventualmente ganhem por vários mecanismos de escape.)
Com a descoberta e a observação de sistemas planetários em volta de estrelas outras além do nosso próprio, tem permitido elaborar, revisar ou mesmo substituir estas contas. Acredita-se agora que o nível de características metálicas determina a probabilidade que uma estrela tem de possuir planetas. Portanto, acredita-se que é menos provável que um pouco metálico, estrela população II tenha um sistema planetário substancial do que um muito metálico estrela população II.

Buraco Negro

Um buraco negro clássico é um objeto com campo gravitacional tão intenso que a velocidade de escape excede a velocidade da luz. Nem mesmo a luz (aproximadamente 300.000 km/s) pode escapar do seu interior, por isso o termo negro (se não há luz sendo emitida ou refletida o objeto é invisível). A expressão buraco negro, para designar tal fenômeno, foi cunhada pela primeira vez em 1968 pelo físico americano John Archibald Wheeler, em artigo histórico chamado The Known and the Unknown, publicado no American Scholar e no American Scientist. O termo buraco não tem o sentido usual mas traduz a propriedade de que os eventos em seu interior não são vistos por observadores externos.
Teoricamente, um buraco negro pode ter qualquer tamanho, de microscópico a astronômico (alguns com dias-luz de diâmetro, formados por fusões de vários outros), e com apenas três características: massa, momentum angular (spin) e carga elétrica, ou seja, buracos negros com essas três grandezas iguais são indistinguíveis (diz-se por isso que "um buraco negro não tem cabelos"). Uma vez que, depois de formado, o seu tamanho tende para zero, isso implica que a "densidade tenda para infinito".

Supernova

Supernova é o nome dado aos corpos celestes surgidos após as explosões de estrelas (estimativa) com mais de 10 massas solares, que produzem objetos extremamente brilhantes, os quais declinam até se tornarem invisíveis passadas algumas semanas ou meses. Em apenas alguns dias o seu brilho pode intensificar-se em 1 bilhão de vezes a partir de seu estado original tornando a estrela tão brilhante quanto uma galáxia , mas com o passar do tempo sua temperatura e brilho diminuem até chegarem a um grau inferior aos primeiros.
A explosão de uma supernova pode expulsar para o espaço até 9/10 da matéria de uma estrela. O núcleo remanescente tem massa superior a 1,5 Massas solares, a Pressão de Degenerescência dos elétrons não é mais suficiente para manter o núcleo estável então os elétrons colapsam com o núcleo chocando-se com os prótons originando nêutrons, o resultado é uma estrela composta de nêutrons com aproximadamente 15km de diametro e extremamente densa conhecida como estrela de nêutrons ou Pulsar. Mas quando a massa desse núcleo ultrapassa 3 massas solares nem mesmo a Pressão de Degenerescência dos neutrons consegue manter o núcleo, então a estrela continua a se colapsar dando origem a uma singularidade no espaço tempo conhecida como Buraco Negro cuja a Velocidade de Escape é um pouco maior do que a velocidade da luz.

Importância
Das ocorrências astronômicas, talvez essa seja a mais importante para a moderna ciência. A explosão de uma supernova emite uma luz milhares de vezes mais forte que a normal, é nesse momento que uma intensa onda de luz em torno dela se distanciará e como num tsunami formar-se-á uma lâmina de radiação cósmica que varrerá o espaço, iluminando o material inter-espacial "até então invisível aos instrumentos" e dependendo da sensibilidade das lentes dos modernos telescópios espaciais, o rastro dessas lâminas poderão ser monitorados durante séculos.
São utilizadas como velas padrão para estudos da expansão do universo, similar a técnica utilizada por Edwin Hubble com cefeidas, mas com eficiência muito maior pois o brilho das Supernovas é bem maior.

Ocorrência e catalogação
Por ser um fenômeno relativamente raro em uma galáxia, as supernovas são catalogadas segundo o ano e a ordem da ocorrência, às vezes imediatamente quando a lâmina de luz chega à Terra, como foi o caso da supernova de 1987 Shelton Sn 1987A. Se descobrirem outra (em arquivos fotograficos) adquire o nome de Sn 1987 B, como até agora em nenhuma chapa fotográfica fez registro de igual ocorrência naquele ano, quer nessa ou em outra galáxia, fica dispensada a letra A. De modo que nossa própria galáxia, só foram observadas, até agora, apenas 3 supernovas: em 1054, 1572, 1604 que devido a data não foram bem estudadas. E além destas três, parece ter sido cerca de 11 as supernovas que explodiram na Via Láctea nos últimos 20.000 anos, sempre em locais inobserváveis devido à poeira interestelar.
A supernova Shelton Sn 1987A, ocorrida na galáxia satélite da Via Láctea chamada Grande Nuvem de Magalhães, foi a explosão estelar recente e mais próxima da Terra que pode ser estudada com equipamentos modernos.

Anã Branca

Em astronomia, anã branca é o objeto celeste resultante do processo evolutivo de estrelas de até 10 MSol, o que significa dizer que cerca de 98% de todas as estrelas evoluirão até a fase de anã branca, entretanto, somente 6% dos objetos nas vizinhanças do Sol são anãs brancas.
Estrelas com até 10 MSol não são massivas o suficiente para que a temperatura em seu núcleo seja suficientemente alta para que possam fundir carbono em reações de nucleosíntese. Após terem se tornado gigantes vermelhas durante a fase de queima nuclear de Hélio/Hidrogênio, elas ejetarão sua camada externa, formando uma nebulosa planetária e deixando para trás, um núcleo composto praticamente de carbono e oxigênio.
Embora este núcleo seja mil vezes mais luminoso que o Sol e com uma temperatura efetiva que pode chegar a 150 000 K, ele não tem uma fonte de energia adicional, e irá gradualmente irradiar sua energia e esfriar. O núcleo, sem o suporte contra o colapso gravitacional oferecido pelas reações de fusão termonucleares, torna-se extremamente denso, com uma massa típica de 0.6 MSol contida em um volume comparável ao da Terra.
O colapso gravitacional da anã branca é barrado apenas pela pressão de degenerecência eletrônica. A maior massa de uma anã branca, além da qual a pressão da matéria degenerada não pode mais suporta-la, é em torno de 1,4 MSol. Uma anã branca com massa maior do que este limite (conhecido como limite de Chandrasekhar ) pode explodir em uma supernova.
A medida que esfriam, as anãs brancas passam pelas chamadas faixas de instabilidade do diagrama HR, quando começam a pulsar, tornando-se anãs brancas pulsantes.
Como as anãs brancas esfriam vagarosamente, seriam necessários centenas de bilhões de anos para que uma anã branca esfriasse o suficiente para deixar de ser visível, se transformando em anãs negras. Como a idade do universo é atualmente estimada em 13.7 bilhões de anos, elas ainda não tiveram tempo suficiente para esfriar a ponto de deixarem de ser visíveis. Mesmo as anãs brancas mais velhas do disco de nossa galáxia ainda estão visíveis, com luminosidades acima de 3x10-5LSol e temperaturas superficiais efetivas da ordem de 3700 K.

Formação
Nebulosa planetária NGC 3132. No centro, pode-se ver uma anã branca.
Todas as estrelas com até 10 MSol terminarão como anãs brancas, depois de todo o hidrogênio que elas possuem ter sido queimado em hélio. Próximo do fim deste estágio de queima nuclear, essas estrelas passam por uma fase de gigante vermelha e então ejetam a maior parte de suas camadas superficiais, criando uma nebulosa planetária envolta do núcleo quente (T > 100 000 K), o qual irá se transformar em uma jovem anã branca que brilha por causa de seu calor residual.
Uma anã branca típica tem cerca de 0.6 massas solares, com um tamanho algumas vezes maior que a Terra, o que faz das anãs brancas uma das formas mais densas de matéria (em média 109 kg/cm3; em alguns casos, pode chegar a 10.000 kg/cm3!), superadas apenas pelas estrelas de nêutrons, buracos negros, e pelas hipotéticas estrelas de quarks. Quanto maior a massa de uma anã branca, menor seu tamanho. Existe um limite máximo para a massa de uma anã branca, o limite de Chandrasekhar (cerca de 1.4 vezes a massa do Sol). Se esse limite é excedido, a pressão exercida pelos elétrons deixa de ser suficiente para contrabalançar a força gravitacional, e a estrela colapsa para uma estrela de nêutrons. Anãs brancas de carbono/oxigênio evitam esta fatalidade através de uma reação de fusão nuclear que leva a uma explosão de supernova de tipo Ia, antes de atingir o limite de massa.
A pesar deste limite, a maioria das estrelas termina suas vidas como anãs brancas, desde que elas tendem a ejetar mais massa no espaço antes do colaps final, frequentemente gerando uma espetacular nebulosa planetária. É por causa disso que mesmo estrelas mais massivas, com 8 MSol terminarão como anãs brancas, esfriando gradualmente até tornarem-se anãs negras.

Características
Muitas anãs brancas são aproximadamente do tamanho da Terra, tipicamente 100 vêzes menor que o diâmetro do Sol; sua massa média está entre 0.5-0.6 massas solares, apesar de existir uma pequena variação. Seu estado condensado implica que a mesma quantidade de matéria está compactada em um volume tipicamente 1 milhão de vêzes menor que o do Sol, o que faz com que sua densidade média 1 milhão de vêzes maior que a desnsidade média do Sol. Nestas condições, a matéria está em um estado degenerado.
Matéria degenerada comporta-se de um modo levemente contra-intuitivo; por exemplo, quanto maior é a massa de uma anã branca, menor ela será e maior será sua densidade. Nos anos de 1930, isto foi explicado através da mecânica quântica: o peso de uma anã branca é suportado pela pressão de degenerescência eletrônica, o qual depende da densidade e não da temperatura. O modelo do gás de Fermi nos ajuda a compreender melhor este efeito.
Se, para todas as estrelas observadas, for feito um diagrama do brilho (absoluto) contra a cor (diagrama de Hertzprung-Russel ou diagrama HR), nem todas as combinações de brilho e cor ocorrem. Poucas estrelas estão na região baixo-brilho-cor-quente (as anãs brancas), mas a maioria das estrelas seguem uma faixa, chamada seqüência principal. Estrelas de baixa massa da seqüência principal são pequenas e frias. Elas são avermelhadas e são chamadas de anãs vermelhas ou (ainda mais frias), anãs marrons. Essas pertence a uma classe de corpos celestes inteiramente diferente da classe das anãs brancas. Em anãs vermelhas, como em todas as estrelas da seqüência principal, a pressão que contrabalança a força gravitacional, é causada pelo movimento térmico do gás. A pressão obedec e a lei dos gases ideiais. Uma outra classe de estrelas é chamada gigantes: estrelas na parte de alto-brilho no diagrama HR. São estrelas infladas pela pressão de radiação e são muito grandes.

ANÃ CASTANHA

Uma anã marrom ou anã castanha é um objeto de pouca luminosidade que não consegue iniciar a fusão de hidrogênio em seu núcleo. Sendo mais pesada que um planeta, mas não tão maciça quanto uma estrela, as anãs marrons são consideradas estrelas fracassadas. Por causa dessa característica são vistas como o “elo perdido” entre planetas gigantes gasosos e estrelas. Proposta inicialmente na década de 1960, permaneceu anos como uma hipótese, até que em 1995 evidências fortíssimas definitivamente comprovaram sua existência.

Características
Anãs castanhas são objetos formados de plasma e compostos em maior quantidade de hidrogênio e hélio e em menor quantidade por deutério, lítio e outros elementos. Possuem uma massa superior a 13, mas inferior a 75 vezes a massa de Júpiter. Devido ao processo de degeneração (ver abaixo em Formação), elas apresentam um tamanho muito próximo de Júpiter e uma luminosidade muito fraca e avermelhada e não marrom como o nome pode erroneamente sugerir. Por causa dessa fraca luminosidade, sua luz se situa na faixa do infravermelho próximo do espectro.
Alcançam temperaturas de aproximadamente 1000 a 3400 K. São encontradas em sua maioria em sistemas binários, orbitando estrelas de massa baixa. Em alguns casos o sistema binário em si pode ser composto duas anãs marrons que compartilham um baricentro; ou ainda podem ser encontradas como objetos solitários.

Formação
Os processos de formação das anãs marrons são semelhantes aos das estrelas. Acredita-se que elas sejam formadas pela contração gravitacional de nuvens de gás e poeira. Essas nuvens são compostas majoritariamente de hélio, hidrogênio e outros elementos menos significativos em quantidade, como lítio e o deutério. Ao colapsar, a nuvem se torna uma bola de gás gigante com um disco de mesma composição ao seu redor. À medida que a gravidade da anã a comprime, seu núcleo fica mais quente e denso (transformando o gás em plasma).
Como elas não possuem massa suficiente para realizar a fusão do hidrogênio (as de massa alta conseguem fundir hidrogênio, mas esporadicamente e com baixa eficiência), inicialmente realizam a fusão de deutério. A fusão produz energia suficiente que contrapõe a força gravitacional, fazendo-as brilharem (as anãs marrons com massa superior a 60 massas Júpiter, ainda conseguem realizar a fusão do lítio). Quando o deutério acaba, a contração continua. Essa contração aumenta a pressão térmica do núcleo que se opõem as forças gravitacionais. Os elétrons ficam livres de seus núcleos por causa das altas temperaturas. Como dois elétrons não ocupam o mesmo estado quântico, quando o núcleo é muito denso os estados de baixa energia são preenchidos e muitos elétrons são forçados a ocupar altos estados de energia. Isso gera uma pressão insensível à temperatura. Objetos alimentados por esse processo são denominados de degenerados. Isso já não ocorre com as estrelas, já que elas têm capacidade de fusão constante do hidrogênio. Quando isso ocorre, a estrela para de contrair mantendo seu brilho e tamanho. Já nas anãs marrons, quando a pressão de degeneração diminui seu colapso, a luminosidade gerada por sua contração gravitacional diminui gradativamente.

Estrelas

Uma estrela é um corpo celeste luminoso formado de plasma. Por causa de sua pressão interna, produz energia por fusão nuclear, transformando moléculas de hidrogênio em hélio. A energia gerada é emitida através do espaço sob a forma de radiação electromagnética (luz), neutrinos e vento estelar. A estrela mais próxima da Terra - depois do Sol, a principal responsável por sua iluminação - é Próxima Centauri, que fica a 40 trilhões de quilômetros, ou 4.2 anos-luz.