DEUS NÃO É RELIGIÃO OU SEITA, POIS RELIGIÕES E SEITAS SÃO COISAS DOS HOMENS E MULHERES, COMO AS CRENDICES.

E conhecereis a verdade, e a verdade vos libertará. João 8:32 - Santifica-os na tua verdade; a tua palavra é a verdade. João 17:17 - Na verdade, na verdade vos digo que aquele que crê em mim tem a vida eterna. João 6:47 - Porque nada podemos contra a verdade, senão pela verdade. 2 Coríntios 13:8.


O AMOR DE DEUS PARA COM OS SERES HUMANOS, É ABSOLUTAMENTE INCONDICIONAL, POIS OS CRIOU A SUA IMAGEM E SEMELHANÇA EM ESPÍRITO, E NÃO PODE NEGAR-SE A SI PRÓPRIO.


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 CRIAÇÃO DA RAÇA HUMANA RACIONAL
Existem dois períodos distintos e importantes na criação da vida humana. 1º Período: Antes da criação do homem racional (pré-história) e 2º Período após a criação do homem racional, este último citado na Bíblia, em Gênesis Capítulo 1º (criação dos espíritos do homem e da mulher), e Gênesis, Capítulo 2º (criação dos corpos do homem e da mulher). É muito grande a falta de entendimento dos Ciêntistas e dos Religiosos, tornado-os radicais.


 

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QUEREM TIRAR OS MÉRITOS DO SOBERANO CRIADOR.
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Universo

 

Universo é constituído de tudo o que existe fisicamente, a totalidade do espaço  e  tempo  e todas as formas de matéria  e energia. O termo Universo pode ser usado em sentidos contextuais ligeiramente diferentes, denotando conceitos como ocosmo, o mundo ou natureza.

A palavra Universo é geralmente definida como englobando tudo. Entretanto, usando uma definição alternativa, alguns cosmologistas têm especulado que o "Universo", composto do "espaço em expansão como o conhecemos", é somente um dos muitos "universos", desconectados ou não, que são chamados multiversos. Por exemplo, em Interpretação de muitos mundos, novos "universos" são gerados a cada medição quântica. Acredita-se, neste momento, que esses universos são geralmente desconectados do nosso, portanto, impossíveis de serem detectados experimentalmente. Observações de partes antigas do universo (que situam-se muito afastadas) sugerem que o Universo vem sendo regido pelas mesmas leis físicas e constantes durante a maior parte de sua extensão e história. No entanto, na teoria da bolha, pode haver uma infinidade de "universos" criados de várias maneiras, e talvez cada um com diferentes constantes físicas.

Ao longo da história, varias cosmologias e cosmogonias têm sido propostas para explicar as observações do Universo. O primeiro modelo geocêntrico quantitativo foi desenvolvido pelos gregos antigos, que propunham que o Universo possui espaço infinito e tem existido eternamente, mas contém um único conjunto de círculos concêntricos esferas de tamanho finito - o que corresponde a estrelas fixas, o Sol e vários planetas – girando sobre uma esférica, mas imóvel Terra. Ao longo dos séculos, observações mais precisas e melhores teorias levaram ao modelo heliocêntrico de Copérnico e ao modelo newtoniano do Sistema Solar respectivamente. Outras descobertas na astronomia levaram a conclusão de que o Sistema Solar está contido em uma galáxia composta de milhões de estrelas, a Via Láctea, e de que outras galáxias existem fora dela, tão longe quanto os instrumentos astronômicos podem alcançar. Estudos cuidadosos sobre a distribuição dessas galáxias e suas raias espectrais contribuíram muito para a cosmologia moderna. O descobrimento do desvio para o vermelho e da radiação cósmica de fundo em micro-ondas revelaram que o Universo continua se expandindo e aparentemente teve um princípio.

De acordo com o modelo científico vigente do Universo, conhecido como Big Bang, o Universo surgiu de um único ponto ou singularidade onde toda a matéria e energia do universo observável encontravam-se concentrada numa fase densa e extremamente quente chamada Era de Planck. A partir da Era Planck, o Universo vem se expandindoaté sua atual forma, possivelmente com curtos períodos (menos que 10−32 segundos) de inflação cósmica. Diversas medições experimentais independentes apoiam teoricamente tal expansão e a Teoria do Big Bang. Esta expansão tem-se acelerado por ação da energia escura, uma força oposta à gravidade que está agindo mais que esta devido ao fato das dimensões do Universo serem grandes o bastante para dissipar a força gravitacional. Porém, devido ao escasso conhecimento a respeito da energia escura, é ainda pequeno o entendimento do fenômeno e sua influência no destino do Universo.

Há alguns anos, a sonda WMAP colectou dados que levaram a determinação da Idade do universo em 13,73 (±0,12) bilhões de anos, entretanto, com base em dados coletados pelo satélite Planck, as interpretações de observações astronômicas indicam que a idade do Universo é de 13.82 bilhões de anos, e seu diâmetro é de 93 bilhões de anos-luz ou 8,80 ×1026 metros. De acordo com a teoria da relatividade geral, o espaço pode expandir-se tão rápido quanto a velocidade da luz, embora possamos ver somente uma pequena fração do universo devido à limitação imposta pela velocidade da luz. É incerto se a dimensão do espaço é finita ou infinita.

Etimologia, sinônimo e definição

A palavra Universo deriva do francês antigo Univers que por sua vez deriva do latim universum. A palavra latina foi usada por Cícero e posteriormente outros autores com o mesmo sentido que é usada atualmente. A palavra latina é derivada da contração poética Unvorsum — usada primeiramente por Lucrécio no Livro IV (linha 262) de seu De rerum natura (Sobre a Natureza das coisas) — que conecta un, uni (a forma combinada de unus, ou "one") com vorsum, versum (um substantivo derivado do particípio passivo perfeito de vertere, que significa "algo rodado, rolado ou mudado").7 . Lucrécio usou a palavra com o sentido "tudo em um só, tudo combinado em um". Uma interpretação alternativa de unvorsum é "tudo girando como um" ou "tudo girando através de um". Nesse sentido, pode ser considerada a tradução de uma palavra para Universo no grego antigo, περιφορα, "algo transportado em um círculo", originalmente utilizada para descrever o percurso de uma refeição, a comida sendo carregada em torno de um círculo de mesas. Esta palavra grega refere-se a um modelo grego antigo do universo, onde toda matéria está contida dentro de esferas giratórias centradas na Terra; de acordo com Aristóteles, a rotação da esfera ultraperiférica era responsável pelo movimento e mudança de tudo. Era natural para os gregos assumir que a Terra era estacionária e que os céus giravam sobre a ela, porque cuidadosas medidasastronômicas e físicas (como o Pêndulo de Foucault) são necessárias para provar o contrário.

O Universo subdivide-se em Aglomerados de Galáxias, que se subdividem em grupos de galáxias (com aproximadamente entre 3 e 5 milhões de anos luz de diâmetro), que se subdividem em galáxias, que se subdividem em sistemas solares, que contêm corpos celestes, como estrelasplanetasasteroides, entre outros.

Futuro

Nesta altura, é ainda impossível garantir que o Universo continuará a expandir-se infinitamente, levando à desagregação de toda a matéria e à sua morte, ou se eventualmente essa expansão abrandará e se iniciará um processo de condensação. Esta última hipótese, que sustenta a possibilidade da ocorrência de um fenômeno inverso ao Big Bang, oBig Crunch, leva à conclusão de que este Universo poderá ser apenas uma instância distinta de um conjunto mais vasto, a que outros 'Big Bangs' e 'Big Crunches' deram origem. O filósofo alemão Friedrich Nietzsche propôs a hipótese, na sua teoria do Eterno retorno, de que o Universo e todos os acontecimentos que contém se repetem ou repetirão eternamente da mesma forma.

 

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 oSol, 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 espaço sideral. Quase todos oselementos que ocorrem na natureza mais pesados que o hélio foram criados por estrelas, seja pelanucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova quando as estrelas explodem. Os astrônomos podem determinar a massa, idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seu espectroluminosidade 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 hidrogênio 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 órbitasestáveis. 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.

História da observação

Historicamente, as estrelas foram importantes para as civilizações em todo o mundo. Elas foram parte de práticas religiosas e usadas para navegação e orientação astronômica. Muitos astrônomos antigos pensavam que as estrelas estavam permanentemente fixadas a uma esfera celestial e eram imutáveis. Por convenção, os astrônomos agruparam estrelas emconstelações e as usaram para acompanhar os movimentos dos planetas e a posição inferida do Sol. O movimento do Sol em relação ao fundo de estrelas (e ao horizonte) foi usado para criar calendários, que podiam ser usados para regular as práticas agrícolas. O calendário gregoriano, atualmente usado em quase todo o mundo, é um calendário solar baseado no ângulo do eixo de rotação da Terra em relação a sua estrela, o Sol.

O mais antigo mapa estelar datado com precisão apareceu na astronomia egípcia em 1534 A.C.. Os primeiros catálogos de estrelas conhecidos foram compilados pelos antigos astrônomos babilônicos da Mesopotâmia, no final do segundo milênio a.C., durante o período dos Cassitas (em torno de 1531 a 1155 a.C.).9

O primeiro catálogo de estrelas na astronomia grega foi criado por Aristilo aproximadamente em 300 A.C., com o auxílio de Timocares.10 O catálogo de estrelas de Hiparco (século II a.C.) incluía 1020 estrelas e foi usado para montar o catálogo de estrelas de Ptolomeu.11 Hiparco é conhecido pela primeira descoberta registrada de uma nova.12 Muitos dos nomes de estrelas e constelações utilizados atualmente derivam da astronomia grega.

Apesar da aparente imutabilidade dos céus, os astrônomos chineses estavam cientes de que novas estrelas podiam aparecer. Em 185 D.C., eles foram os primeiros a observar e escrever sobre uma supernova, atualmente conhecida como SN 185. O mais brilhante evento estelar registrado na história foi a supernova SN 1006, que foi observada em 1006 e registrada pelo astrônomo egípcio Ali ibn Ridwan e diversos astrônomos chineses. A supernova SN 1054, que deu origem ànebulosa do Caranguejo, foi também observada por astrônomos chineses e islâmicos.

Astrônomos islâmicos medievais atribuíram nomes árabes a muitas estrelas, utilizados até hoje, e inventaram numerosos instrumentos astronômicos que podiam calcular as posições das estrelas. Eles construíram os primeiros observatórios de pesquisas, principalmente para produzir os catálogos de estrelas Zij. Entre esses, o Livro de Estrelas Fixas (964) foi escrito pelo astrônomo persa Abd al-Rahman al Sufi, que descobriu um grande número de estrelas, aglomerados estelares(inclusive o Omicron Velorum e os aglomerados de Brocchi) e galáxias (inclusive a galáxia de Andrômeda).20 No século XI, o sábio persa Abu Rayhan Birunidescreveu a Via Láctea como uma multidão de fragmentos com propriedades de estrelas nebulosas, e também forneceu as latitudes de várias estrelas durante umeclipse lunar em 1019.

O astrônomo andaluz Avempace propôs que a Via Láctea era constituída de muitas estrelas que quase se tocavam e parecia uma imagem contínua devido ao efeito da refração da luz, citando como evidência sua observação da conjunção de Júpiter e Marte em 500 AH (1106/1107 D.C.).

Os primeiros astrônomos europeus, como Tycho Brahe, identificaram novas estrelas no céu (mais tarde chamadas novas), sugerindo que os céus não eram imutáveis. Em 1584, Giordano Bruno sugeriu que as estrelas eram na verdade como o Sol, que poderiam ter outros planetas orbitando-as, possivelmente como a Terra, uma ideia que havia sido sugerida anteriormente pelos antigos filósofos gregos Demócrito e Epicuro e por cosmólogos islâmicos como Fakhr al-Din al-Razi. No século seguinte, a ideia das estrelas como sóis distantes estava chegando ao consenso entre os astrônomos. Para explicar por que essas estrelas não exerciam nenhum impacto gravitacional no sistema solar, Isaac Newton sugeriu que as estrelas estavam igualmente distribuídas em todas as direções, uma ideia apresentada pelo teólogo Richard Bentley.

O astrônomo italiano Geminiano Montanari informou ter observado variações na luminosidade da estrela Algol em 1667. Edmond Halley publicou as primeiras medições do movimento próprio de um par de estrelas "fixas" próximas, demonstrando que elas haviam trocado de posições desde a época dos antigos astrônomos gregos Ptolomeu e Hiparco. A primeira medição direta da distância de uma estrela (61 Cygni, a 11,4 anos-luz) foi feita em 1838 por Friedrich Wilhelm Bessel, usando a técnica de paralaxe. As medições por paralaxe demonstraram a enorme separação entre as estrelas no espaço. William Herschel foi o primeiro astrônomo a tentar determinar a distribuição das estrelas no céu. Durante a década de 1870, ele realizou uma série de medições em 600 direções e contou as estrelas observadas em cada linha de visão. A partir daí ele deduziu que o número de estrelas aumentava de forma constante em direção a um dos lados do céu, onde estava o núcleo da Via Láctea. Seu filho John Herschel repetiu este estudo no hemisfério sul e encontrou um crescimento similar na mesma direção. Além de várias outras realizações, William Herschel também é conhecido por sua descoberta de que algumas estrelas não apenas se colocam sobre uma mesma linha de visão, mas são também companheiras físicas que formam sistemas estelares binários.

A ciência da espectroscopia estelar teve como pioneiros Joseph von Fraunhofer e Angelo Secchi. Ao comparar os espectros de estrelas como Sirius com o do Sol, eles descobriram diferenças na força e no número das suas linhas de absorção - as linhas escuras em um espectro estelar devido à absorção de frequências específicas pela atmosfera. Em 1865, Secchi começou a classificar as estrelas em tipos espectrais. Entretanto, a versão moderna do esquema de classificação estelar foi desenvolvida por Annie Jump Cannon durante a década de 1900.

A observação de estrelas duplas ganhou importância crescente durante o século XIX. Em 1834, Friedrich Bessel observou mudanças no movimento próprio da estrela Sirius e inferiu a existência de uma companheira escondida. Edward Charles Pickering descobriu a primeira binária espectroscópica em 1899, quando ele observou a separação periódica das linhas espectrais da estrela Mizar, num período de 104 dias. Observações detalhadas de muitos sistemas binários de estrelas foram realizadas por astrônomos como Friedrich Georg Wilhelm Struve e S. W. Burnham, permitindo a determinação das massas das estrelas por meio do cálculo doselementos orbitais. A primeira solução para o problema da determinação da órbita de estrelas binárias a partir de observações telescópicas foi feita por Felix Savary em 1827.

O século XX viu avanços cada vez mais rápidos no estudo científico das estrelas. A fotografia se tornou uma importante ferramenta astronômica. Karl Schwarzschilddescobriu que a cor de uma estrela, e portanto a sua temperatura, poderia ser determinada comparando-se a magnitude visual contra a magnitude fotográfica. O desenvolvimento do fotômetro fotoelétrico permitiu medições muito precisas da magnitude em intervalos múltiplos de comprimento de onda. Em 1921, Albert Abraham Michelson fez as primeiras medições de um diâmetro estelar usando um interferômetro no telescópio Hooker.

Importante trabalho conceitual na base física das estrelas ocorreu durante as primeiras décadas do século XX. Em 1913, foi desenvolvido o Diagrama de Hertzsprung-Russell, impulsionando o estudo astrofísico das estrelas. Modelos bem-sucedidos foram desenvolvidos para explicar o interior das estrelas e a evolução estelar. Os espectros das estrelas também foram explicados com sucesso por meio dos avanços da física quântica, o que permitiu a determinação da composição química da atmosfera estelar.

Com exceção das supernovas, estrelas individuais foram inicialmente observadas no nosso Grupo Local de galáxias, especialmente na parte visível da Via Láctea(como demonstrado pelos catálogos detalhados de estrelas disponíveis para a nossa galáxia). Entretanto, algumas estrelas foram observadas na galáxia M100 doAglomerado de Virgem, a cerca de 100 milhões de anos-luz da Terra. No Superaglomerado local é possível ver aglomerados de estrelas e os atuais telescópios puderam no início observar fracas estrelas individuais no Aglomerado Local - as estrelas mais distantes identificadas estão a até cem milhões de anos-luz de distância (ver Cefeidas). Entretanto, fora do Superaglomerado Local de galáxias, nem estrelas individuais nem aglomerados foram observados. A única exceção é uma fraca imagem de um grande aglomerado de estrelas contendo centenas de milhares de estrelas, localizado a um bilhão de anos-luz de distância - dez vezes mais que a distância do mais distante aglomerado de estrelas anteriormente observado.

Designações

Sabe-se que o conceito de constelação existia durante o período babilônico. Os antigos observadores do céu imaginavam que os arranjos de estrelas formavam padrões, que eles associavam com aspectos particulares da natureza ou de seus mitos. Doze dessas formações se posicionam ao longo da linha da eclíptica e essas se tornaram a base da astrologia. Muitas das mais importantes estrelas também receberam nomes individualmente, principalmente com designações árabes oulatinas.

Assim como algumas constelações e mesmo o Sol, as estrelas como um todo têm seus próprios mitos. Para os gregos antigos, algumas "estrelas", conhecidas como planetas (do grego πλανήτης (planētēs), que significa "errante"), representavam várias divindades importantes, a partir das quais os nomes dos planetasMercúrioVênusMarteJúpiter e Saturno foram tirados. Urano e Netuno eram também deuses gregos e romanos, mas nenhum dos dois planetas era conhecido na antiguidade, por causa do seu baixo brilho, com o que os seus nomes foram atribuídos por astrônomos modernos.

Por volta de 1600, os nomes das constelações eram usados para nomear as estrelas nas regiões correspondentes do céu. O astrônomo alemão Johann Bayer criou uma série de mapas de estrelas e aplicou letras gregas como designações das estrelas em cada constelação. Mais tarde, um sistema de numeração baseado naascensão reta da estrela foi inventada e adicionada ao catálogo de estrelas de John Flamsteed em seu livro "Historia coelestis Britannica" (edição de 1712), a partir do que este sistema de numeração passou a ser chamado designação de Flamsteed ou numeração Flamsteed.

Pelas leis do espaço, a única autoridade internacionalmente reconhecida para nomear corpos celestes é a União Astronômica Internacional (UAI). Algumas empresas privadas vendem nomes de estrelas, as quais a Biblioteca Britânica chama de empresas comerciais não reguladas. Entretanto, a UAI se dissociou desta prática comercial e esses nomes não são reconhecidos e nem usados por ela.

Unidades de medida

A maioria dos parâmetros estelares é expressa em unidades do Sistema Internacional de Unidades (SI), mas o Sistema CGS de unidades também é usado (por exemplo, expressando-se a luminosidade em erg/s). Massa, luminosidade e raio são usualmente dados em unidades solares, baseadas nas características do Sol:

massa solar:

 kg

luminosidade solar:

 W45

raio solar:

 m46

Grandes comprimentos, como o raio de uma estrela gigante ou o semieixo maior de um sistema de estrelas binárias, são frequentemente expressos em termos da unidade astronômica (UA) - aproximadamente a distância média entre a Terra e o Sol (150 milhões de km).

Formação e evolução

As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior densidade no meio interestelar, embora esta densidade seja ainda menor do que no interior de uma câmara de vácuo terrestre. Essas regiões são chamadas nuvens moleculares e consistem em sua maior parte de hidrogênio, com cerca de 23-28% de hélio e quantidades pequenas de elementos mais pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é a nebulosa de Órion. À medida que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, elas iluminam poderosamente essas nuvens e também ionizam o hidrogênio, criando uma região HII.

Formação da protoestrela

A formação de uma estrela começa com uma instabilidade gravitacional dentro da nuvem molecular, cujo gatilho são frequentemente ondas de choque provenientes de supernovas (grandes explosões estelares) ou da colisão de duas galáxias (como uma galáxia starburst). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os critérios para a Instabilidade de Jeans, ela começa a colapsar sob a sua própria força gravitacional.

Quando a nuvem colapsa, conglomerados individuais de poeira densa e gás formam os chamados glóbulos de Bok. À medida que os glóbulos colapsam e a densidade aumenta, a energia gravitacional é convertida em calor e a temperatura aumenta. Quando a nuvem protoestelar atinge aproximadamente a condição estável de equilíbrio hidrostático, uma protoestrela se forma no núcleo. Essas estrelas da pré-sequência principal (estágio em que a estrela ainda não atingiu a sequência principal) são frequentemente cercadas por um disco protoplanetário. O período de contração gravitacional dura de 10 a 15 milhões de anos.

Estrelas novas com menos de duas massas solares são chamadas estrelas T Tauri, enquanto as com massas maiores são estrelas Herbig Ae/Be. Essas estrelas recém-nascidas emitem jatos de gás ao longo dos seus eixos de rotação, o que pode reduzir o momento angular da estrela colapsante e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como objetos de Herbig-Haro. Esses jatos, combinados com a radiação de estrelas grandes próximas, podem ajudar a expulsar a nuvem circundante em que a estrela foi formada.

Sequência principal

As estrelas passam cerca de 90 % da sua vida fundindo hidrogênio para produzir hélio em reações a altas temperaturas e pressões próximo ao núcleo. Diz-se que tais estrelas estão na sequência principal e elas são chamadas estrelas anãs. Iniciando a sequência principal no estágio zero, a proporção de hélio no núcleo da estrela cresce continuamente. Como consequência, de modo a manter a taxa de fusão nuclear no núcleo, a estrela aumenta vagarosamente sua temperatura e luminosidade53 – estima-se que o Sol, por exemplo, tenha aumentado sua luminosidade em 40% desde que atingiu a sequência principal, há 4,6 bilhões de anos.

Toda estrela gera um vento estelar de partículas, que causa um fluxo contínuo de saída de gás para o espaço. Para a maioria das estrelas, a perda de massa é desprezível. O Sol perde 10−14 massas solares a cada ano, ou cerca de 0,01% de sua massa total ao longo de toda a sua vida. Entretanto, estrelas muito grandes podem perder 10−7 a 10−5 massas solares por ano, afetando significativamente a sua evolução. Estrelas que começam com mais de 50 massas solares podem perder mais da metade de sua massa total enquanto permanecem na sequência principal.

O tempo em que uma estrela permanece na sequência principal depende principalmente da quantidade de combustível que ela tem para fundir e da taxa a que ela o consome, isto é, da sua massa inicial e luminosidade. Para o Sol, isto está estimado em 1010 anos. Estrelas grandes consomem seu combustível muito rapidamente e têm vida curta. Estrelas pequenas (chamadas anãs vermelhas) consomem seu combustível muito lentamente e duram dezenas ou centenas de bilhões de anos. Ao fim de suas vidas, elas simplesmente ficam cada vez mais pálidas. Entretanto, como o tempo de vida dessas estrelas é maior do que a atual idade do universo (13,7 bilhões de anos), não se espera que alguma anã vermelha já tenha atingido este estágio.

Além da massa, a proporção de elementos mais pesados do que o hélio pode ter um papel significativo na evolução das estrelas. Em astronomia, qualquer elemento mais pesado do que o hélio é considerado um “metal”, e a concentração desses elementos é chamada metalicidade. A metalicidade pode influenciar o tempo pelo qual uma estrela vai queimar seu combustível, controlar a formação de campos magnéticos e modificar a força do vento estelar. As estrelas da população II, que são mais velhas, têm metalicidade substancialmente menor do que as estrelas da população I, mais jovens, devido à composição das nuvens moleculares a partir das quais elas se formaram (ao longo do tempo, essas nuvens ficam cada vez mais ricas em elementos mais pesados, na medida em que estrelas velhas morrem e liberam parte de suas atmosferas).

Pós-sequência principal

À medida que estrelas de pelo menos 0,4 massa solar exaurem o estoque de hidrogênio em seu núcleo, suas camadas exteriores se expandem muito e se resfriam para formar uma gigante vermelha. Por exemplo, daqui a cerca de cinco bilhões de anos, quando o Sol for uma gigante vermelha, ele se expandirá até um raio de aproximadamente uma unidade astronômica (150 milhões de quilômetros), 250 vezes seu tamanho atual. Como uma gigante, o Sol perderá cerca de 30% da sua massa atual. Numa gigante vermelha de até 2,25 massas solares, a fusão do hidrogênio ocorre numa camada que cobre o núcleo. Posteriormente, o núcleo é comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio e a estrela começa a gradualmente reduzir o seu raio e a aumentar sua temperatura superficial. Para estrelas maiores, a região do núcleo alterna diretamente da fusão do hidrogênio para a do hélio. Quando a estrela consome o hélio no seu núcleo, a fusão continua numa camada em torno do núcleo quente de carbono e oxigênio. A estrela segue então um caminho evolucionário paralelo à fase original de gigante vermelha, mas a uma temperatura superficial maior.

Estrelas grandes

Durante a sua fase de queima de hélio, estrelas de massa muito grande (mais do que nove massas solares) se expandem para formar supergigantes vermelhas. Quando este combustível se extingue no núcleo, elas podem continuar a fundir elementos mais pesados do que o hélio.

O núcleo se contrai até que a temperatura e pressão sejam suficientes para fundir o carbono (ver fusão nuclear do carbono). Este processo continua em estágios sucessivos supridos pelo neônio (ver fusão nuclear do neônio), oxigênio (ver fusão nuclear do oxigênio) e silício (ver fusão nuclear do silício). Próximo ao fim da vida da estrela, a fusão pode ocorrer ao longo de uma série de camadas (como de uma cebola) dentro da estrela. Cada camada funde um elemento diferente, com a mais externa fundindo hidrogênio, a seguinte o hélio e assim por diante.

O estágio final é atingido quando a estrela começa a produzir ferro. Como os núcleos de ferro são mais fortemente ligados do que quaisquer núcleos mais pesados, se eles se fundem eles não liberam energia – o processo, ao contrário, consumiria energia. Da mesma forma, como eles são mais fortemente ligados do que todos os núcleos mais leves, a energia não pode ser liberada por fissão nuclear. Em estrelas muito grandes e relativamente velhas, um grande núcleo de ferro inerte se acumula no centro da estrela. Os elementos mais pesados nessas estrelas podem migrar para a superfície, formando objetos conhecidos como estrelas Wolf-Rayet, que têm um vento estelar denso que se projeta para a atmosfera exterior.

Colapso

Uma estrela evoluída e de tamanho mediano começa a lançar suas camadas externas como uma nebulosa planetária e, se o que sobra for menor do que 1,4 massa solar, ela encolhe para se tornar um objeto relativamente pequeno (aproximadamente do tamanho da Terra), sem massa suficiente para que novas compressões ocorram, conhecido como anã branca. A matéria elétron-degenerada no interior de uma anã branca não é mais o plasma, apesar de as estrelas serem geralmente descritas como esferas de plasma. As anãs brancas finalmente se tornam anãs negras após longos períodos de tempo.

Em estrelas maiores, a fusão continua até que o núcleo de ferro se torne tão grande (mais do que 1,4 massa solar) que ele não consegue mais suportar sua própria massa. Este núcleo repentinamente colapsa, à medida que seus elétrons são dirigidos contra seus prótons, formando nêutrons e neutrinos, numa explosão deemissão beta inversa (ou captura eletrônica). A onda de choque formada por este colapso súbito faz o resto da estrela explodir em uma supernova. As supernovas são tão brilhantes que podem momentaneamente ofuscar toda a galáxia em que a estrela se encontra. Quando ocorrem dentro da Via Láctea, as supernovas têm sido historicamente vistas por observadores a olho nu, como “novas estrelas” onde antes não havia nenhuma.

A maior parte da matéria de uma estrela é expulsa pela explosão de uma supernova (formando nebulosas como a do Caranguejo) e o que sobra é uma estrela de nêutrons (que às vezes se manifesta como um pulsar ou erupção de raio X) ou, em caso de estrelas maiores (grandes o suficiente para deixar um remanescente estelar maior do que quatro massas solares), um buraco negro. Em uma estrela de nêutrons, a matéria está num estado conhecido como matéria nêutron-degenerada, com uma forma mais exótica de matéria degenerada, a matéria QCD, possivelmente presente no núcleo. Dentro do buraco negro, a matéria está em um estado que ainda não é compreendido.

As camadas exteriores expulsas de estrelas que morrem contêm elementos pesados que podem ser reciclados durante a formação de novas estrelas. Esses elementos pesados permitem a formação de planetas rochosos. O fluxo a partir de supernovas e o vento estelar de grandes estrelas têm um papel importante na constituição do meio interestelar.

Distribuição

Além das estrelas isoladas, existem sistemas multiestelares, que consistem de duas ou mais estrelas gravitacionalmente ligadas, que orbitam umas às outras. O sistema multiestelar mais comum é a estrela binária, mas sistemas de três ou mais estrelas também são encontrados. Por razões de estabilidade orbital, esses sistemas multiestelares são frequentemente organizados em conjuntos hierárquicos de estrelas binárias que co-orbitam. Também existem grupos maiores chamados aglomerados estelares, que variam desde associações estelares livres, com apenas algumas estrelas, até enormes aglomerados globulares, com centenas de milhares de estrelas.

Assumiu-se durante muito tempo que a maioria das estrelas ocorre em sistemas multiestelares, gravitacionalmente ligados. Isto é particularmente correto nas classes O e B de estrelas muito grandes, em que se acredita que 80% dos sistemas seja múltiplo. Entretanto, há uma maior proporção de sistemas de estrelas solitárias menores, de modo que apenas 25% das anãs vermelhas foram identificadas como tendo companheiras. Como 85% de todas as estrelas são anãs vermelhas, a maioria das estrelas da Via Láctea são provavelmente solitárias desde o nascimento.

As estrelas não se distribuem uniformemente pelo universo, mas são normalmente agrupadas em galáxias, junto com gás e poeira interestelares. Uma galáxia típica contém centenas de bilhões de estrelas e há mais de 100 bilhões (1011) de galáxias no universo observável. Apesar de frequentemente se acreditar que só existem estrelas dentro de galáxias, estrelas intergalácticas têm sido descobertas. Em 2010, os astrônomos estimaram que há pelo menos 300 sextilhões (3 × 1023) de estrelas no universo observável. A estrela mais próxima da Terra, fora o Sol, é Proxima Centauri, distante 39,9 trilhões de quilômetros, ou 4,2 anos-luz. Viajando-se à velocidade orbital do ônibus espacial (8 km/s, quase 30.000 km/h), levar-se-iam cerca de 150.000 anos para atingi-la. Distâncias como esta são típicas dentro dos discos galácticos, inclusive na vizinhança do sistema solar. As estrelas podem estar muito mais próximas umas das outras nos centros das galáxias e em aglomerados globulares, ou muito mais distantes, nos halos galácticos.

Devido às distâncias relativamente vastas entre estrelas fora dos núcleos das galáxias, acredita-se que colisões entre elas sejam raras. Em regiões mais densas, como o núcleo de aglomerados globulares ou o centro das galáxias, as colisões podem ser mais comuns. Essas colisões podem produzir as chamadas nômades azuis. Essas estrelas anormais têm uma temperatura superficial mais alta do que as outras estrelas da sequência principal com a mesma luminosidade no aglomerado.

Características

Quase tudo numa estrela é determinado pela sua massa inicial, inclusive características essenciais como luminosidade e tamanho, bem como a sua evolução, tempo de vida e destino final.

Idade

A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos. Algumas estrelas podem até estar próximas de 13,7 bilhões de anos – a idade observada do universo. A estrela mais antiga já observada, HE 1523-0901, tem idade estimada em 13,2 bilhões de anos. Quanto maior a massa de uma estrela, menor seu tempo de vida, principalmente porque as estrelas grandes têm maior pressão nos seus núcleos, fazendo com que elas queimem hidrogênio mais rapidamente. As estrelas maiores duram em média cerca de um milhão de anos, enquanto estrelas de massa mínima (anãs vermelhas) queimam seu combustível muito lentamente e duram dezenas a centenas de bilhões de anos.

Composição química

Quando as estrelas se formam na atual Via Láctea, elas se compõem de cerca de 71% de hidrogênio e 27% de hélio, em massa, com uma pequena fração de elementos mais pesados. Tipicamente, a proporção de elementos pesados é medida em termos do teor de ferro na atmosfera estelar, pois o ferro é um elemento comum e suas linhas de absorção são relativamente fáceis de medir. Como as nuvens moleculares em que as estrelas se formam são continuamente enriquecidas por elementos mais pesados provenientes de explosões de supernovas, a medição da composição química de uma estrela pode ser usada para inferir a sua idade. A proporção de elementos mais pesados pode ainda ser um indicador da probabilidade de uma estrela possuir um sistema planetário.

A estrela com o menor teor de ferro já medido é a anã HE1327-2326, com apenas 1/200.000 do teor de ferro do Sol. Em contraste, a estrela super-rica em metal µ Leonis tem quase o dobro do teor de ferro do Sol, enquanto a estrela 14 Herculis, que possui planetas, tem quase o triplo de ferro. Também existem estrelas quimicamente peculiares, que mostram abundâncias pouco usuais de certos elementos em seu espectro, especialmente cromo e terras-raras.

Diâmetro

Devido a sua grande distância da Terra, todas as estrelas, com exceção do Sol, aparecem para o olho humano como pontos brilhantes no céu noturno, que cintilam por causa do efeito da atmosfera terrestre. O Sol, apesar de ser também uma estrela, está suficientemente próximo da Terra para ser visto como um disco e para fornecer iluminação. Após o Sol, a estrela com maior tamanho aparente é R Doradus, com um diâmetro angular de apenas 0,057 segundos de arco. Os discos da maioria das estrelas têm diâmetro angular muito pequeno para serem observados com os atuais telescópios ópticos baseados em terra, portanto telescópios por interferometria são requeridos para produzir imagens desses objetos. Outra técnica para a medição do tamanho angular de estrelas é através da ocultação. Pela medição precisa da queda no brilho de uma estrela quando ela é ocultada pela Lua (ou o aumento do brilho quando ela reaparece), o diâmetro angular da estrela pode ser calculado. As estrelas variam em tamanho desde as estrelas de nêutrons, que têm entre 20 e 40 km de diâmetro, até supergigantes como Betelgeuse, na constelação de Orion, que tem um diâmetro aproximadamente 650 vezes maior do que o Sol – cerca de 0,9 bilhão de quilômetros. Entretanto, Betelgeuse tem uma densidade muito menor do que a do Sol.

Cinemática

O movimento de uma estrela em relação ao Sol pode fornecer informações úteis sobre a origem e a idade da estrela, assim como sobre a estrutura e evolução da galáxia que a cerca. Os componentes do movimento de uma estrela são a velocidade radial, aproximando-se ou afastando-se do Sol, e o movimento angular transversal, que é chamado o seu movimento próprio.

A velocidade radial é medida pelo efeito Doppler das linhas espectrais da estrela e é dada em km/s. O movimento próprio é determinado por medições astrométricas precisas em milissegundos de arco (msa) por ano. Determinando-se a paralaxe de uma estrela, o movimento próprio pode então ser convertido em unidades de velocidade. Estrelas com altas taxas de movimento próprio estão, provavelmente, relativamente próximas do Sol, fazendo delas boas candidatas para medições de paralaxe.

Uma vez que as taxas de movimento sejam conhecidas, a velocidade espacial da estrela em relação ao Sol ou à galáxia pode ser calculada. Entre estrelas próximas, constatou-se que estrelas da população I têm geralmente velocidades menores do que as estrelas da população II, mais velhas. As últimas têm órbitas elípticas inclinadas em relação ao plano da galáxia. A comparação da cinemática de estrelas próximas também levou à identificação de associações estelares, grupos de estrelas que provavelmente compartilham um ponto de origem comum em nuvens moleculares gigantes.

Campo magnético

campo magnético de uma estrela é gerado dentro de regiões onde ocorre a circulação convectiva. Este movimento de plasma condutor funciona como um dínamo, gerando campos magnéticos que se estendem por toda a estrela. A força do campo magnético varia com a massa e a composição da estrela, e a quantidade de atividade superficial magnética depende da velocidade de rotação da estrela. Esta atividade superficial produz manchas estelares, que são regiões de campos magnéticos fortes e temperaturas superficiais menores que as normais. Anéis coronais são campos magnéticos em forma de arco que se estendem para a coroa a partir de regiões ativas. Erupções estelares são explosões de partículas de alta energia que são emitidas devido à mesma atividade magnética.

Estrelas jovens e de rotação rápida tendem a apresentar altos níveis de atividade superficial, devido ao seu campo magnético. Entretanto, o campo magnético pode agir sobre o vento estelar, funcionando como um freio que gradualmente reduz a velocidade de rotação, à medida que a estrela envelhece. Logo, estrelas mais velhas, como o Sol, têm velocidades de rotação muito menores e um menor nível de atividade superficial. Os níveis de atividade de estrelas de rotação lenta tendem a variar de maneira cíclica e podem se interromper totalmente por períodos. Durante o mínimo de Maunder, por exemplo, o Sol passou por um período de 70 anos com quase nenhuma atividade de mancha solar.

Massa

Uma das estrelas conhecidas com maior massa é a Eta Carinae, com 100-150 vezes a massa do Sol; seu tempo de vida é muito curto – no máximo alguns milhões de anos. Um estudo do aglomerado Arches sugere que 150 massas solares é o limite superior para estrelas no atual estágio do universo. A razão para este limite não é conhecido com precisão, mas se deve parcialmente ao Limite de Eddington, que define a quantidade máxima de luminosidade que pode passar através da atmosfera de uma estrela sem ejetar os gases para o espaço. Entretanto, a massa de uma estrela chamada R136a1, no aglomerado RMC 136a, foi medida em 265 massas solares, colocando este limite em questão.

As primeiras estrelas formadas depois do Big Bang podem ter sido maiores, com 300 massas solares ou mais, devido à completa inexistência de elementos mais pesados que o lítio em sua composição. Entretanto esta geração de estrelas superpesadas da população III está extinta há muito tempo e atualmente elas existem apenas em teoria.

Com uma massa apenas 93 vezes maior do que a de Júpiter, AB Doradus C, uma companheira de AB Doradus A, é a menor estrela conhecida que contém fusão nuclear em seu núcleo. Para estrelas com metalicidade similar à do Sol, a massa mínima teórica que uma estrela pode ter e ainda possuir fusão no seu núcleo é estimada em 75 vezes a de Júpiter. Um estudo recente das estrelas mais fracas descobriu, entretanto, que quando a metalicidade é muito baixa, o tamanho mínimo para estrelas parece ser de 8,3% da massa solar, ou 87 vezes a de Júpiter. Corpos menores são chamados anãs marrons, que ocupam uma zona cinzenta mal definida entre as estrelas e os gigantes gasosos.

A combinação do raio e massa de uma estrela determina a sua gravidade superficial. Estrelas gigantes têm uma gravidade superficial muito menor do que as estrelas da sequência principal, enquanto o oposto vale para estrelas degeneradas e compactas, como as anãs brancas. A gravidade superficial pode influenciar a aparência do espectro da estrela, com a gravidade maior causando o alargamento das raias espectrais.

As estrelas são às vezes agrupadas por massa com base no seu comportamento evolucionário, à medida que se aproximam do final das suas fusões nucleares. Estrelas com massa muito pequena (abaixo de 0,5 massa solar) não entram no ramo gigante assintótico (AGB), mas evoluem diretamente para anãs brancas. Estrelas com massa pequena(entre 1,8 e 2,2 massas solares), dependendo de sua composição entram no AGB, onde desenvolvem um núcleo de hélio degenerado. Estrelas de massa intermediária possuem fusão do hélio e desenvolvem um núcleo degenerado de carbono-oxigênio. Estrelas de grande massa (entre 7 e 10 massas solares, podendo chegar a 5-6 massas solares) possuem fusão do carbono, com suas vidas terminando numa explosão de supernova após o colapso do núcleo.102

Rotação

A velocidade de rotação das estrelas pode ser calculada por aproximação por meio de medição espectroscópica ou, com mais precisão, pelo acompanhamento da velocidade de rotação de manchas estelares. Estrelas jovens podem ter velocidades de rotação maiores do que 100 km/s no equador. A estrela classe B Achernar, por exemplo, tem uma velocidade de rotação equatorial de 225 km/s ou mais, conferindo-lhe um diâmetro equatorial que é mais de 50% maior do que a distância entre os polos. Esta velocidade é pouco menos do que a velocidade crítica de 300 km/s, em que a estrela se desintegraria. Em comparação, o Sol gira uma vez a cada 25-35 dias, com uma velocidade equatorial de 1,994 km/s. O campo magnético e o vento estelar servem para reduzir bastante à velocidade de rotação de uma estrela da sequência principal, à medida que ela evolui na sequência principal.

Estrelas degeneradas se contraíram numa massa compacta, resultando numa rápida velocidade de rotação. Entretanto, elas têm velocidades relativamente baixas se comparadas com as que seriam esperadas pela conservação do momento angular - a tendência de um corpo em rotação de compensar a redução de tamanho com o aumento da sua velocidade. Uma grande parte do momento angular da estrela é dissipada como resultado da perda de massa pelo vento estelar. Apesar disso, a velocidade de rotação de um pulsar pode ser muito alta. O pulsar no coração da nebulosa do Caranguejo, por exemplo, gira 30 vezes por segundo. A velocidade de rotação do pulsar vai se reduzir gradualmente devido à emissão de radiação.

Temperatura

A temperatura superficial de uma estrela da sequência principal é determinada pela taxa de produção de energia no núcleo e o raio da estrela, e é frequentemente estimada com base no índice de cor da estrela. Ela é normalmente indicada pela temperatura efetiva, que é a temperatura de um corpo negro ideal que irradia sua energia na mesma luminosidade por unidade de área da superfície da estrela. Ressalte-se, entretanto, que a temperatura efetiva é apenas um valor representativo, uma vez que as estrelas, na realidade, apresentam um gradiente de temperatura que diminui com o aumento da distância para o núcleo. A temperatura na região do núcleo de uma estrela é de vários milhões de kelvin.

A temperatura estelar determina a taxa de energização ou ionização de diferentes elementos, resultando em linhas de absorção características no espectro. A temperatura superficial de uma estrela, junto com sua magnitude absoluta visual e características de absorção, são usadas para classificar uma estrela (ver a classificação abaixo).

Estrelas da sequência principal com grandes massas podem ter temperaturas superficiais de 50.000 K. Estrelas menores como o Sol têm temperaturas superficiais de alguns milhares de kelvin. Gigantes vermelhas têm temperaturas superficiais relativamente baixas, de cerca de 3.600 K, mas elas também têm alta luminosidade devido a sua grande superfície exterior.

Radiação

A energia produzida pelas estrelas, como subproduto da fusão nuclear, irradia para o espaço como radiação eletromagnética e como radiação corpuscular. A radiação corpuscular emitida por uma estrela se manifesta como o vento estelar (que existe como um fluxo contínuo de partículas eletricamente carregadas, comoprótons livres e partículas alfa e beta, emanado das camadas exteriores da estrela) e como um fluxo contínuo de neutrinos, emanado do núcleo da estrela.

A produção de energia no núcleo é a razão pela qual as estrelas são tão brilhantes: toda vez que dois ou mais núcleos atômicos de um elemento se fundem para formar um núcleo atômico de um novo elemento mais pesado, fótons de raios gama são liberados da reação de fusão nuclear. Esta energia é convertida em outras formas de energia eletromagnética, incluindo luz visível, até o momento em que ela atinge as camadas exteriores da estrela.

cor de uma estrela, determinada pela frequência de pico da luz visível, depende da temperatura das camadas exteriores da estrela, inclusive sua fotosfera. Além da luz visível, as estrelas emitem formas de radiação eletromagnética que são invisíveis para o olho humano. Na verdade, a radiação eletromagnética estelar compreende todo o espectro eletromagnético, desde os comprimentos de onda maiores das ondas de rádio e infravermelho até os comprimentos de onda menores do ultravioletaraios X e raios gama. Todos os componentes da radiação eletromagnética estelar, tanto os visíveis quanto os invisíveis, são tipicamente importantes.

Usando o espectro estelar, os astrônomos podem determinar a temperatura superficial, a gravidade superficial, a metalicidade e a velocidade de rotação de uma estrela. Se a distância da estrela for conhecida, através, por exemplo, da medição da paralaxe, pode-se então derivar a luminosidade. A massa, o raio, a gravidade superficial e o período de rotação podem então ser estimados com base em modelos estelares (a massa pode ser medida diretamente para estrelas em sistemas binários. A técnica de microlente gravitacional também fornece a massa de uma estrela). Com esses parâmetros, os astrônomos podem também estimar a idade da estrela.

Luminosidade

Em astronomia, luminosidade é a quantidade de luz e outras formas de energia radiante que a estrela irradia por unidade de tempo. A luminosidade de uma estrela é determinada pelo raio e a temperatura superficial. Entretanto, muitas estrelas não irradiam um fluxo uniforme por toda a sua superfície. A estrela Vega, por exemplo, de rápida rotação, tem um fluxo de energia maior nos seus polos do que ao longo do seu equador.

Regiões da superfície com temperatura e luminosidade menores do que a média são conhecidas como manchas estelares. As pequenas estrelas anãs como o Sol geralmente apresentam discos essencialmente sem acidentes, com apenas pequenas manchas estelares. As estrelas gigantes têm manchas estelares muito maiores e muito mais óbvias e também exibem forte escurecimento de bordo, isto é, o brilho diminui na direção da borda do disco estelar. Anãs vermelhas eruptivas como a UV Ceti podem também possuir manchas estelares importantes.

Magnitude

brilho aparente de uma estrela é medido pela sua magnitude aparente, que é o brilho da estrela considerando a luminosidade, a distância da Terra e a alteração da luz da estrela quando passa pela atmosfera da Terra. A magnitude intrínseca ou absoluta está diretamente relacionada à luminosidade da estrela e corresponde à magnitude aparente que a estrela teria se sua distância para a Terra fosse de 10 parsec (32,6 anos-luz).

Número de estrelas mais brilhantes que a magnitude

Magnitude
aparente

Número
de estrelas

0

4

1

15

2

48

3

171

4

513

5

1.602

6

4.800

7

14.000

As magnitudes aparente e absoluta são grandezas logarítmicas: uma diferença de uma unidade na magnitude corresponde a uma variação no brilho de cerca de 2,5 vezes (a raiz quinta de 100 ou aproximadamente 2,512). Isto significa que uma estrela de primeira grandeza (+1,00) é cerca de 2,5 vezes mais brilhante que uma de segunda grandeza (+2,00) e aproximadamente 100 vezes mais brilhante que uma estrela de sexta grandeza (+6,00). As estrelas mais fracas visíveis a olho nu em boas condições de visibilidade são as de magnitude +6.

Tanto nas escalas de magnitude aparente quanto absoluta, quanto menor o número da magnitude, mais brilhante é a estrela. As estrelas mais brilhantes, em ambas as escalas, têm números de magnitude negativos. A diferença de brilho entre duas estrelas (ΔL) é calculada pela subtração entre o número de magnitude da estrela mais brilhante (mb) e a mais fraca (mf' ), depois usando-se a diferença como o expoente do número base 2,512. Ou seja:

 

 

Em relação tanto à luminosidade quanto à distância da Terra, as magnitudes absoluta (M) e aparente (m) não são equivalentes para uma estrela individual; por exemplo, a brilhante estrela Sirius tem uma magnitude aparente de -1,44, mas uma magnitude absoluta de +1,41.

O Sol tem uma magnitude aparente de -26,7, mas sua magnitude absoluta é apenas +4,83. Sirius, a estrela mais brilhante no céu noturno vista da Terra, é aproximadamente 23 vezes mais luminosa do que o Sol, enquanto Canopus, a segunda estrela mais brilhante do céu noturno, com uma magnitude de -5,53, é aproximadamente 14.000 vezes mais luminosa do que o Sol. Apesar de Canopus ser muito mais luminosa do que Sirius, esta parece mais brilhante, porque está a somente 8,6 anos-luz da Terra, enquanto Canopus está muito mais distante, a 310 anos-luz.

Desde 2006, a estrela com a maior magnitude absoluta conhecida é a LBV 1806-20, com magnitude de -14,2. Esta estrela é pelo menos cinco milhões de vezes mais luminosa do que o Sol. As estrelas menos luminosas atualmente conhecidas estão localizadas no aglomerado NGC 6397. As anãs vermelhas mais fracas no aglomerado têm magnitude 26, enquanto uma anã branca de magnitude 28 foi também descoberta. Essas estrelas fracas são tão luminosas quanto uma vela de aniversário na Lua, quando vista da Terra.

Classificação

 

Faixas de Temperatura Superficial
para Diferentes Classes Estelares

Classe

Temperatura

Estrela tipo

O

33.000 K ou mais

Zeta Ophiuchi

B

10.500–30.000 K

Rigel

A

7.500–10.000 K

Altair

F

6.000–7.200 K

Procyon A

G

5.500–6.000 K

Sol

K

4.000–5.250 K

Epsilon Indi

M

2.600–3.850 K

Proxima Centauri

A classificação atual das estrelas se originou no início do século XX, quando as estrelas foram classificadas de A a Q com base na força da linha de hidrogênio.124 Não se sabia na época que a maior influência nessa força era a temperatura; a força da linha de hidrogênio atinge um máximo a cerca de 9000 K e é mais fraca a temperaturas menores e maiores. Quando a classificação foi reordenada pela temperatura, ela ficou mais parecida com o esquema moderno.

Há classificações diferentes de uma só letra para estrelas de acordo com os seus espectros, variando do tipo O, que são as muito quentes, até M, tão frias que podem se formar moléculas em suas atmosferas. As principais classificações em ordem decrescente de temperatura superficial são: O, B, A, F, G, K e M. Alguns tipos espectrais raros têm classificações especiais. As mais comuns desses tipos são L e T, que indicam as estrelas mais frias de pequena massa e as anãs marrons. Cada letra possui 10 subdivisões, numeradas de 0 a 9, em ordem decrescente de temperatura. Entretanto, este sistema se rompe a temperaturas extremamente altas: podem não existir estrelas classesO0 e O1.

Além disso, as estrelas podem ser classificadas pelos efeitos da luminosidade encontrados em suas linhas espectrais, que correspondem ao seu tamanho espacial e são determinados pela gravidade superficial. Elas variam de 0 (hipergigantes) a V (anãs da sequência principal), passando pela III (gigantes). Alguns autores acrescentam a classe VII (anãs brancas). A maior parte das estrelas pertencem à sequência principal, que consiste das estrelas normais que queimam hidrogênio. Elas caem numa estreita banda diagonal quando representadas em gráfico considerando sua magnitude absoluta e o tipo espectral. O Sol é uma anã amarela G2V da sequência principal, de temperatura intermediária e tamanho comum.

Nomenclaturas adicionais, na forma de letras minúsculas, podem se seguir ao tipo espectral, para indicar características peculiares do espectro. Por exemplo, um "e"pode indicar a presença de linhas de emissão, "m" representa níveis excepcionalmente altos de metais e "var" pode significar variações no tipo espectral.

As estrelas anãs brancas têm a sua própria classe, que começa com a letra D, depois subdividida nas classes DA, DB, DC, DO, DZ e DQ, dependendo dos tipos de linhas predominantes encontradas no espectro. Esta denominação é seguida por um valor numérico que indica o índice de temperatura.

Estrelas variáveis

Estrelas variáveis têm mudanças periódicas ou randômicas na luminosidade devido a propriedades intrínsecas ou extrínsecas. Das estrelas intrinsecamente variáveis, os tipos principais podem ser subdivididos em três grupos principais.

Durante a sua evolução, algumas estrelas passam por fases em que podem se tornar variáveis pulsantes. Elas variam com o tempo em raio e luminosidade, expandindo-se e contraindo-se em períodos que variam de minutos a anos, dependendo do tamanho da estrela. Esta categoria inclui as Cefeidas e estrelas similares, bem como variáveis de longo ciclo, como Mira.

Variáveis eruptivas são estrelas que passam por aumentos súbitos da luminosidade devido a erupções ou eventos de ejeção de massa. Este grupo inclui as protoestrelas, estrelas de Wolf-Rayet e estrelas eruptivas, bem como estrelas gigantes e supergigantes.

As variáveis cataclísmicas ou explosivas passam por mudanças dramáticas em suas propriedades. Este grupo inclui as novas e supernovas. Um sistema binário de estrelas que inclui uma anã branca próxima pode produzir alguns tipos dessas explosões estelares espetaculares, incluindo a nova e a supernova Tipo 1a.4 A explosão é criada quando a anã branca acreta hidrogênio proveniente da estrela companheira, acrescentando massa até que o hidrogênio se funde. Algumas novas são recorrentes, apresentando explosões periódicas de amplitude moderada.

As estrelas também podem variar em luminosidade por causa de fatores extrínsecos, como eclipses de binárias e estrelas rotativas que produzem manchas estelares extremas. Um exemplo notável de um eclipse de binária é Algol, que regularmente varia em magnitude de 2,3 para 3,5, num período de 2,87 dias.

Estrutura

O interior de uma estrela estável está em estado de equilíbrio hidrostático: as forças em qualquer pequeno volume se contrabalançam quase exatamente. Em direção ao centro a força é a gravitacional e, para o exterior, a força se deve ao gradiente de pressão dentro da estrela. O gradiente de pressão é estabelecido pelo gradiente de temperatura do plasma pois a parte externa da estrela é mais fria do que o núcleo. A temperatura no núcleo de uma estrela da sequência principal ou uma gigante é da ordem de 107 K. A temperatura e pressão resultantes de um núcleo que queima hidrogênio são suficientes para que ocorra a fusão nuclear e para que seja produzida energia suficiente para impedir o colapso da estrela.

À medida que os núcleos atômicos são fundidos no núcleo, eles emitem energia na forma de raios gama. Esses fótons interagem com o plasma circundante, acrescentando energia térmica ao núcleo. As estrelas na sequência principal convertem hidrogênio em hélio, aumentando lenta, mas constantemente, a proporção de hélio no núcleo. Finalmente, o teor de hélio se torna predominante e a produção de energia cessa no núcleo. Para estrelas com mais de 0,4 massa solar, entretanto, a fusão ocorre numa camada que se expande lentamente em torno do núcleo degenerado de hélio.

Além do equilíbrio hidrostático, o interior de uma estrela estável mantém um balanço de energia de equilíbrio térmico. Há um gradiente radial de temperatura em todo o interior, que resulta em um fluxo de energia para o exterior. O fluxo de energia que sai de qualquer camada dentro da estrela é exatamente igual ao fluxo que chega do interior.

zona de radiação é a região no interior da estrela onde a transferência por radiação é suficientemente eficiente para manter o fluxo de energia. Nesta região o plasma não é perturbado e não existe nenhum movimento de massa. Se isto não acontece, o plasma se torna instável e ocorre convecção, formando uma zona de convecção. Isto pode ocorrer, por exemplo, em regiões em que há fluxos de energia muito alta, tais como as proximidades do núcleo ou em regiões com alta opacidade, como no envoltório externo.

A ocorrência de convecção no envoltório externo de uma estrela da sequência principal depende da massa. Estrelas com várias vezes a massa do Sol têm uma zona de convecção no interior profundo e uma zona de radiação nas camadas externas. Estrelas menores, como o Sol, são exatamente o oposto, com a zona de convecção localizada nas camadas externas. Estrelas anãs vermelhas com menos de 0,4 massa solar são totalmente convectivas, o que impede a acumulação de um núcleo de hélio.2 Para a maioria das estrelas, as zonas de convecção também variam com o tempo, à medida que a estrela envelhece e a constituição do seu interior se modifica.

A parte de uma estrela que é visível para um observador é chamada fotosfera. Esta é a camada em que o plasma da estrela fica transparente para os fótons de luz, e a energia gerada no núcleo fica livre para se propagar para o espaço. É dentro da fotosfera que aparecem as manchas estelares, regiões de temperatura menor do que a média.

Acima do nível da fotosfera está a atmosfera estelar. Numa estrela da sequência principal como o Sol, o menor nível da atmosfera é a fina região da cromosfera, onde as espículas aparecem e as erupções estelares começam. Ela é circundada por uma região de transição, onde a temperatura aumenta rapidamente numa distância de apenas 100 km. Para além desta está a coroa, um volume de plasma superaquecido que pode se estender por vários milhões de quilômetros. A existência de uma coroa parece depender de uma zona de convecção nas camadas externas da estrela. Apesar de sua alta temperatura, a coroa emite muito pouca luz. A região da coroa do Sol normalmente só é visível durante um eclipse solar.

A partir da coroa, um vento estelar de partículas de plasma se expande para fora da estrela, propagando-se até interagir com o meio interestelar. Para o Sol, a influência do vento solar se estende por toda a região em forma de bolha chamada heliosfera.

Caminhos da reação de fusão nuclear

Um conjunto de diferentes reações de fusão nuclear acontece no núcleo das estrelas, dependendo da sua massa e composição, como parte da nucleossíntese estelar. A massa final dos núcleos atômicos fundidos é menor do que a soma dos seus constituintes. Esta perda de massa é liberada como energia eletromagnética, de acordo com a relação de equivalência massa-energia E = mc2.

O processo de fusão do hidrogênio é sensível à temperatura, portanto um aumento moderado na temperatura do núcleo resulta em um aumento significativo na taxa de fusão. Como resultado, a temperatura do núcleo de estrelas da sequência principal varia de 4 milhões de kelvin, para uma estrela pequena da classe M, até 40 milhões de kelvin, para uma estrela de grande massa da classe O.109 No Sol, com um núcleo a 10 milhões de kelvin, o hidrogênio se funde para formar hélio na reação em cadeia próton-próton:136

41H → 22H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)

21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV)

23He → 4He + 21H (12.9 MeV)

Essas reações resultam na reação global:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)

onde e+ é um pósitron, γ é um fóton de raio gama, νe é um neutrino e H e He são isótopos de hidrogênio e hélio, respectivamente. A energia liberada por esta reação está em milhões de elétron-volts, o que é na realidade uma pequena quantidade de energia. Entretanto, números enormes dessas reações ocorrem constantemente, produzindo toda a energia necessária para sustentar a emissão de radiação da estrela.

Massa estelar mínima requerida para fusão

Elemento

Massas
solares

Hidrogênio

0,01

Hélio

0,4

Carbono

5

Neônio

8

Em estrelas com massas maiores, o hélio é produzido em um ciclo de reações catalisadas pelo carbono - ociclo carbono-nitrogênio-oxigênio.

Em estrelas evoluídas com núcleos a 100 milhões de kelvin e massas entre 0,5 e 10 massas solares, o hélio pode ser transformado em carbono no processo triplo-alfa, que usa o elemento intermediário berílio:

4He + 4He + 92 keV → 8*Be

4He + 8*Be + 67 keV → 12*C

12*C → 12C + γ + 7.4 MeV

Para a reação global:

34He → 12C + γ + 7.2 MeV

Em estrelas de grande massa, os elementos mais pesados também podem ser queimados em um núcleo em contração através dos processos de fusão do neônio e de fusão do oxigênio. O estágio final no processo de nucleossíntese estelar é o processo de fusão do silício, que resulta na produção do isótopo estável ferro-56. A fusão não pode avançar mais exceto por um processo endotérmico e, portanto, energia adicional só pode ser produzida pelo colapso gravitacional.

O exemplo abaixo mostra o tempo requerido para uma estrela de 20 massas solares consumir todo o seu combustível nuclear. Como uma estrela da sequência principal da classe O, ela teria 8 vezes o raio solar e 62.000 vezes a luminosidade do Sol.

Material
combustível

Temperatura
(milhões de kelvins)

Densidade
(kg/cm3)

Duração da queima
(τ em anos)

H

37

0,0045

8,1 milhões

He

188

0,97

1,2 milhões

C

870

170

976

Ne

1.570

3.100

0,6

O

1.980

5.550

1,25

S/Si

3.340

33.400

0,0315

 

 Planetas

 

Um planeta (do grego πλανήτης, forma alternativa de πλάνης "errante") é um corpo celeste que orbita umaestrela ou um remanescente de estrela, com massa suficiente para se tornar esférico pela sua própria gravidade, mas não a ponto de causar fusão termonuclear, e que tenha limpado de planetesimais a sua região vizinha (dominância orbital). 

O termo planeta é antigo, com ligações com a história, ciência, mitologia e religião. Os planetas eram vistos por muitas culturas antigas como divinos ou emissários de deuses. À medida que o conhecimento científico evoluiu, a percepção humana sobre os planetas mudou, incorporando diversos tipos de objetos. Em 2006, a União Astronômica Internacional (UAI) adotou oficialmente uma resolução definindo planetas dentro do Sistema Solar, a qual tem sido elogiada e criticada, permanecendo em discussão entre alguns cientistas.

Ptolomeu imaginava que os planetas orbitavam a Terra, em movimentos do epiciclo e círculo deferente. Embora a ideia de que os planetas orbitavam o Sol tivesse sido sugerida muitas vezes, somente no século XVII esta visão foi suportada por evidências pelas primeiras observações telescópicas, realizadas por Galileu Galilei. Através da cuidadosa análise dos dados das observações, Johannes Kepler descobriu que as órbitas dos planetas não são circulares, mas elípticas. À medida que as ferramentas de observação foram desenvolvidas, os astrônomos perceberam que os planetas, como a Terra, giravam em torno de eixos inclinados e que alguns compartilhavam características como calotas polares e estações do ano. Desde o início da era espacial, observações mais próximas por meio de sondas demonstraram que a Terra e os outros planetas também compartilham características como vulcanismofuracõestectônica e até mesmo hidrologia.

Os planetas são geralmente divididos em dois tipos principais: os grandes e de baixa densidade planetas gigantes gasosos e os menores e rochosos planetas terrestres. Pelas definições da UAI, há oito planetas no Sistema Solar: em ordem crescente de distância do Sol, são os quatro planetas terrestres MercúrioVênusTerraMarte, e depois os quatro gigantes gasosos JúpiterSaturnoUrano e Netuno. Seis dos planetas são orbitados por um ou mais satélites naturais.

Além disso, o Sistema Solar possui também pelo menos cinco planetas anões e centenas de milhares de corpos menores do Sistema Solar.

Desde 1992, centenas de planetas orbitando outras estrelas (planetas extrassolares ou exoplanetas) foram descobertos na Via Láctea. Desde dezembro de 2010, mais de 500 planetas extrassolares conhecidos estão listados na Enciclopédia de Planetas Extrassolares, variando desde planetas terrestres maiores que a Terra até gigantes gasosos maiores do que Júpiter.

História

A ideia de planeta evoluiu ao longo da história, desde as estrelas errantes divinas da antiguidade até os objetos concretos da era científica. O conceito se expandiu para incluir mundos não apenas no Sistema Solar, mas em centenas de outros sistemas extrassolares. As ambiguidades nas definições de planeta levaram a muita controvérsia científica.

Na antiguidade, os astrônomos notaram como certas luzes se moviam no céu em relação às outras estrelas. Os antigos gregos chamaram essas luzes "πλάνητες ἀστέρες" (planetes asteres: estrelas errantes) ou simplemente "πλανήτοι" (planētoi: errantes), a partir do que derivou a palavra atual "planeta". Nas antigas GréciaChina e Babilônia e em quase todas as civilizações pré-modernas, acreditava-se quase universalmente que a Terra era o centro do universo e que todos os planetas a circundavam. A razão para esta percepção era que todos os dias as estrelas e planetas pareciam girar em torno da Terra, bem como a percepção, de aparente senso comum, de que a Terra era sólida, estável e imóvel.

Babilônia

A primeira civilização que se sabe ter possuído uma teoria funcional para os planetas foi a babilônica, que viveu naMesopotâmia no primeiro e segundo milênios A.C. O mais antigo texto astronômico planetário remanescente é a tábua de Vênus de Ammisaduqa, uma cópia do século VII A.C. de uma lista de observações dos movimentos do planeta Vênus que provavelmente data do segundo milênio A.C. Os astrólogos babilônicos também lançaram as fundações do que se tornou depois a astrologia ocidental. O Enuma anu enlil, escrito durante o períodoneoassírio no século VII A.C., compreende uma lista de professias e suas relações com vários fenômenos celestiais, inclusive os movimentos dos planetas. Ossumérios, predecessores dos babilônicos que são considerados uma das primeiras civilizações, e a quem se credita a invenção da escrita, tinham identificado pelo menos Vênus até 1500 A.C. Um pouco depois, o outro planeta interno, Mercúrio, e os planetas externos MarteJúpiter e Saturno foram identificados pelosastrônomos babilônicos. Eles permaneceriam como os únicos planetas conhecidos até a invenção do telescópio, no início da era moderna.

Astronomia greco-romana

O termo "planeta" deriva do grego πλανήτης, que significa "errante", denotando objetos cuja posição variava em relação às estrelas. Como não estavam tão interessados em adivinhações como os babilônicos, os gregos inicialmente não deram muita importância a eles. Os pitagóricos, nos séculos VI e V a.C., parecem ter desenvolvido sua própria teoria planetária independente, que consistia na Terra, o Sol, a Lua e os planetas girando em torno de um "fogo central", no centro do universo. Atribui-se aPitágoras ou Parmênides de Eleia ter primeiro identificado a estrela vespertina e a estrela matutina (Vênus) como sendo o mesmo objeto.

No século III A.C., Aristarco de Samos propôs um sistema heliocêntrico, segundo o qual a Terra e os planetas giravam em torno do Sol. Entretanto, o sistema geocêntrico permaneceria dominante até a revolução científica. A máquina de Anticítera era um computador analógico projetado para calcular a posição relativa do Sol, Lua e planetas.

Até o século I A.C., durante o período helenístico, os gregos tinham começado a desenvolver esquemas matemáticos para predizer as posições dos planetas. Esses esquemas, que se baseavam mais em geometria do que na aritmética dos babilônicos, acabaram por eclipsar as teorias babilônicas por serem mais complexos e abrangentes, contemplando a maioria dos movimentos astronômicos observados da Terra a olho nu. Essas teorias atingiriam sua expressão máxima no Almagesto escrito por Ptolomeu no século II D.C. A dominação do modelo de Ptolomeu foi tão completa que ele superou todos os trabalhos anteriores em astronomia e permaneceu como o texto astronômico definitivo por 13 séculos. Para os gregos e romanos, eram sete os planetas conhecidos, cada um circundando a Terra de acordo com as complexas leis colocadas por Ptolomeu. Eles eram, em ordem crescente a partir da Terra (a ordem de Ptolomeu), a Lua, Mercúrio, Vênus, o Sol, Marte, Júpiter e Saturno.

Índia antiga

Em 499, o astrônomo indiano Aryabhata propôs um modelo planetário que explicitamente incorporava a rotação da Terra sobre seu eixo, a qual ele indicava como a causa do que parece ser um movimento das estrelas para o oeste. Ele também acreditava que a órbita dos planetas era elíptica. Este modelo foi amplamente aceito por muitos astrônomos indianos posteriores a ele. Os seguidores de Aryabhata foram particularmente fortes no sul da Índia, onde seus princípios da rotação da Terra em ciclos diários, entre outros, foram seguidos e serviram de base a diversos trabalhos secundários.

Em 1500, Nilakantha Somayaji, da escola Kerala de astronomia e matemática, no seu Tantrasangraha, revisou o modelo de Aryabhata. No seu Aryabhatiyabhasya, um comentário sobre a obra Aryabhatiya de Aryabhata, ele desenvolveu um modelo planetário em que Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno orbitavam o Sol, que por sua vez orbitava a Terra, de forma similar ao sistema Tychonico proposto mais tarde por Tycho Brahe no final do século XVI. A maioria dos astrônomos da escola Kerala que o seguiram aceitou seu modelo planetário.

Mundo islâmico

No século XI, o trânsito de Vênus foi observado pelo sábio persa Avicena, que sustentou que Vênus estava, pelo menos algumas vezes, abaixo do Sol na cosmologia ptolomaica. No século XII, o astrônomo andaluz Ibn Bajjah reportou ter visto "dois planetas como manchas negras na face do Sol", o que foi mais tarde atribuído pelo astrônomo Qotb al-Din Shirazi, do observatório de Maragha (no atual Irã), no século XIII, ao trânsito de Mercúrio e Vênus. Entretanto, Ibn Bajjah não pode ter observado um trânsito de Vênus, já que nenhum ocorreu ao longo da sua vida.27

Renascimento europeu

Planetas na Renascença

Mercúrio

Vênus

Terra

Marte

Júpiter

Saturno

Os cinco planetas clássicos, visíveis a olho nu, são conhecidos desde a antiguidade e tiveram impacto significativo namitologia, cosmologia religiosa e astronomia antiga. À medida que o conhecimento científico progrediu, entretanto, o entendimento do termo "planeta" mudou de alguma coisa que se movia no céu (em relação ao campo estelar), para um corpo que orbitava a Terra (ou que se acreditava fazê-lo, naquela época) e, no século XVI, para alguma coisa que orbitava diretamente o Sol, quando o modelo heliocêntrico de CopérnicoGalileu e Kepler foi aceito.

Com isso a Terra foi incluída na lista de planetas, enquanto o Sol e a Lua foram excluídos. No início, quando os primeiros satélites de Júpiter e Saturno foram descobertos no século XVII, os termos "planeta" e "satélite" foram usados indistintamente, embora o segundo gradualmente ganhasse prevalência no século seguinte. Até a metade do século XIX, o número de "planetas" cresceu rapidamente, uma vez que qualquer nova descoberta de objeto que orbitasse diretamente o Sol era listada como planeta pela comunidade científica.

Século XIX

Planeta no início do século XIX

Mercúrio

Vênus

Terra

Marte

Vesta

Juno

Ceres

Palas

Júpiter

Saturno

Urano

No século XIX, os astrônomos começaram a perceber que corpos recentemente descobertos, que haviam sido classificados como planetas por quase meio século (como CeresPalas eVesta), eram muito diferentes dos tradicionais. Esses corpos compartilhavam a mesma região do espaço entre Marte e Júpiter (o cinturão de asteroides) e tinham massa muito menor; como resultado, eles foram classificados como "asteroides". Na ausência de uma definição formal, um "planeta" passou a ser entendido como qualquer objeto "grande" que orbitasse o Sol. Como havia uma enorme diferença de tamanho entre asteroides e planetas e a enxurrada de novos descobrimentos parecia concluída depois da descoberta de Netuno em 1846, não havia uma necessidade aparente de uma definição formal.

Século XX

Planetas do final do século XIX até 1930

Mercúrio

Vênus

Terra

Marte

Júpiter

Saturno

Urano

Netuno

Entretanto, no século XX Plutão foi descoberto. Como as observações iniciais indicaram que ele era maior do que a Terra, o objeto foi imediatamente aceito como o nono planeta. O acompanhamento posterior mostrou que ele era na verdade muito menor: em 1936, Raymond Lyttleton sugeriu que Plutão poderia ser um satélite escapado de Netuno e Fred Whipple sugeriu em 1964 que ele poderia ser um cometa. Porém, como ainda era muito maior do que todos os asteroides conhecidos, ele manteve este status até 2006.

Planetas de 1930 a 2006

Mercúrio

Vênus

Terra

Marte

Júpiter

Saturno

Urano

Netuno

Plutão

Em 1992, os astrônomos Aleksander Wolszczan e Dale Frail anunciaram a descoberta de planetas em torno de um pulsarPSR B1257+12, a qual costuma ser considerada a primeira detecção definitiva de um sistema planetário em torno de outra estrela. Em 6 de outubro de 1995, Michel Mayor e Didier Queloz, da Universidade de Genebra, anunciaram a primeira detecção definitiva de um exoplaneta orbitando uma estrela normal da sequência principal (51 Pegasi).

A descoberta de planetas extrassolares levou a outra ambiguidade em se definir um planeta: o ponto em que um planeta se torna uma estrela. Muitos planetas extrassolares conhecidos possuem massa várias vezes maior do que a de Júpiter, aproximando-se dos objetos estelares conhecidos como "anãs marrons”. As anãs marrons são geralmente consideradas estrelas devido a sua capacidade em fundir o deutério, um isótopo pesado do hidrogênio. Enquanto estrelas com massa de mais de 75 vezes a de Júpiter fundem o hidrogênio, estrelas com massa de apenas 13 vezes a de Júpiter fundem o deutério. Entretanto, o deutério é muito raro e a maioria das anãs marrons teria parado de fundir o deutério muito antes do seu descobrimento, tornando-as efetivamente indistintas de planetas superpesados.

Século XXI

Planetas de 2006 até o presente

Mercúrio

Vênus

Terra

Marte

Júpiter

Saturno

Urano

Netuno

Com a descoberta, durante a segunda metade do século XX, de mais objetos no Sistema Solar e de grandes objetos em torno de outras estrelas, surgiram discussões sobre o que deveria constituir um planeta. Havia uma particular discordância quanto a se considerar como um planeta um objeto que fizesse parte de uma população distinta, como um cinturão, ou que fosse grande o suficiente para gerar energia por fusão nuclear do deutério.

Um número crescente de astrônomos afirmava que Plutão deveria ser desclassificado como um planeta, uma vez que muitos objetos similares, com tamanho aproximado ao seu, haviam sido descobertos na mesma região do Sistema Solar (o cinturão de Kuiper) nas décadas de 1990 e 2000. Considerava-se que Plutão fosse apenas um pequeno corpo, numa população de milhares.

Alguns deles, como QuaoarSedna e Éris, foram anunciados na imprensa popular como o décimo planeta, mas não obtiveram reconhecimento científico generalizado. Em 2005, o anúncio de Éris, um objeto com massa 27% maior do que Plutão, criou a necessidade e o desejo público para uma definição oficial de planeta.

Reconhecendo o problema, a UAI iniciou o processo de criação de uma definição de planeta e produziu uma em agosto de 2006. O número de planetas caiu para oito corpos significativamente grandes que tinham dominância em sua órbita (Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno) e foi criada uma nova classe de planetas anões, contendo inicialmente três objetos (Ceres, Plutão e Éris).

Definição de planeta extrassolar

Em 2003, o Grupo de Trabalho da UAI para Planetas Extrassolares fez uma declaração sobre a definição de um planeta, a qual incorporava a seguinte definição, mais relacionada ao limite entre planetas e anãs marrons:

  1. são "planetas", independentemente de como se formaram, os objetos com massa real abaixo da massa limite para fusão nuclear do deutério (atualmente calculada em 13 vezes a massa de Júpiter, para objetos com a mesma abundância isotópica do Sol), e que orbitam estrelas ou remanescentes estelares; a massa e tamanho mínimos requeridos para um objeto extrassolar ser considerado um planeta devem ser os mesmos usados no Sistema Solar;
  2. objetos subestelares com massa real acima da massa limite para fusão nuclear do deutério são "anãs marrons", independentemente de como se formaram ou onde se localizam;
  3. objetos livres em aglomerados estelares jovens, com massa abaixo da massa limite para fusão nuclear do deutério, não são "planetas" e sim "subanãs marrons" (ou outro nome mais apropriado a ser atribuído).

Esta definição tem sido largamente utilizada por astrônomos quando da divulgação de descobertas de exoplanetas em publicações acadêmicas. Embora temporária, ela permanece uma definição de trabalho efetiva, até que uma de caráter mais permanente seja formalmente adotada. Entretanto, ela não trata da disputa sobre o limite inferior de massa, portanto está fora da controvérsia sobre objetos internos ao Sistema Solar. Esta definição também não trata do status planetário de objetos orbitando anãs marrons, como o 2M1207b. Uma definição de uma subanã marrom é: um objeto com massa de planeta, formado por colapso de nebulosa e não por acreção. Não há uma concordância universal com esta distinção do processo de formação de uma subanã marrom e de um planeta, pois os astrônomos se dividem quanto a se considerar o processo de formação como parte da sua classificação. Uma razão para o dissenso é que frequentemente não é possível se determinar o processo de formação; por exemplo, um planeta formado por acreção em torno de uma estrela pode ser ejetado do sistema para se tornar livre, enquanto uma subanã marrom formada independentemente por colapso de nebulosa, em um aglomerado estelar, pode ser capturada para a órbita de uma estrela.

Planetas anões de 2006 até hoje

Ceres

Plutão

Makemake

Haumea

Éris

O corte em 13 massas de Júpiter (MJ) é mais uma regra prática do que algo com significado físico preciso. A questão do que significa fusão do deutério surge porque objetos grandes queimarão a maior parte do seu deutério e os menores queimarão apenas uma parte, e o valor de 13 MJ está neste intervalo. Além disso, a quantidade de deutério queimado depende não apenas da massa, mas também da composição do planeta, da quantidade de hélio e deutério presente.

Definição de 2006

A questão do limite inferior foi tratada durante o encontro de 2006 da Assembleia Geral da UAI. Depois de muito debate, a assembleia votou e aprovou resolução com a seguinte definição de planeta dentro do Sistema Solar:

Um corpo celestial que (a) está em órbita em torno do Sol, (b) possui massa suficiente para que sua própria gravidade supere as forças de corpo rígido, de modo que ele adquira uma forma de equilíbrio hidrostático (próxima à esférica) e (c) tenha dominância em sua órbita.

Por esta definição, o Sistema Solar é composto de oito planetas, Corpos que preenchem as duas primeiras condições, mas não a terceira, como Plutão, Makemake e Éris, são classificados como planetas anões, desde que não sejam satélites naturais de outros planetas. Originalmente, um comitê da UAI havia proposto uma definição que teria incluído um número muito maior de planetas, já que não considerava (c) como um critério. Depois de muita discussão, foi decidido pelo voto que esses corpos seriam classificados como planetas anões.

Esta definição se baseia em teorias de formação planetária, segundo as quais embriões planetários primeiramente limpam a sua vizinhança orbital de outros objetos menores. Como descreve o astrônomo Steven Soter:

O produto final da acreção secundária do disco é um número pequeno de corpos relativamente grandes (planetas) em órbitas ressonantes ou que não se interceptam, o que impede colisões entre eles. Asteroides e cometas, inclusive objetos do cinturão de Kuiper, diferem dos planetas pelo fato de que eles podem colidir entre si e com planetas.

Na esteira da votação da UAI 2006, tem havido controvérsia e debate sobre a definição e muitos astrônomos afirmaram que não vão usá-la. Parte da disputa se baseia no argumento de que o ponto (c) - dominância orbital (limpar a órbita) não deveria ter sido considerado e que os objetos agora categorizados como planetas anões deveriam ser parte de uma definição planetária mais ampla.

Para além da comunidade científica, Plutão detém um forte significado cultural para muitas pessoas, em função do seu status de planeta desde a descoberta em 1930. A descoberta de Éris foi amplamente divulgada na mídia como o décimo planeta, portanto a reclassificação dos três objetos como planetas anões atraiu grande atenção da mídia e do público.

Classificações anteriores

A tabela abaixo relaciona os corpos do Sistema Solar inicialmente considerados como planetas:

Corpo celeste (classificação atual)

Notas

Estrela

Planeta anão

Asteroide

Lua

Sol

   

Lua

Classificados como planetas na antiguidade, de acordo com a definição utilizada na época.

     

IoEuropa, Ganimedes e Calisto

As quatro maiores luas de Júpiter, conhecidas como Luas de Galileu, em função de sua descoberta por Galileu Galilei. Ele se referia a elas como as "Luas de Médici", em homenagem ao seu patrocinador, a Casa de Médici.

     

TitãJápeto, ReiaTétis e

Dione

Cinco das maiores luas de Saturno, descobertas por Christian Huygens e Giovanni Domenico Cassin.

 

Ceres

PalasJuno e Vesta

 

Os primeiros asteroides conhecidos, desde sua descoberta entre 1801 e 1807 até sua reclassificação como asteroides, durante a década de 1850.

Ceres foi reclassificado como um planeta anão em 2006.

   

AstreiaHebeÍrisFloraMétis, HígiaParténope,

VitóriaEgéria, Irene

Eunomia

 

Mais asteroides, descobertos entre 1845 e 1851. A relação rapidamente crescente de planetas levou a sua reclassificação como asteroides pelos astrônomos, o que foi largamente aceito até 1854.

 

Plutão

   

O primeiro objeto transnetuniano conhecido (isto é, um corpo menor com um semieixo maior além deNetuno. Em 2006, Plutão foi reclassificado como um planeta anão.

Mitologia e nomes

Os nomes dos planetas no mundo ocidental são derivados das práticas de nomeação dos romanos, as quais provêm daquelas dos gregos e babilônicos. Na Grécia antiga, os dois grandes astros Sol e Lua eram chamados Helios e Selene; o planeta mais distante era chamado Phainon, "o reluzente", seguido por Phaethon, "o brilhante"; o planeta vermelho era conhecido como Pyroeis, "o de cor de fogo"; o mais brilhante era conhecido como Phosphoros, "o que traz a luz"; e o fugaz planeta final era chamado Stilbon, "o de brilho passageiro". Os gregos também consagraram cada planeta a um dos deuses do seu panteão, os Olímpicos: Helios e Selene eram nomes tanto de deuses quanto de planetas; Phainon era consagrado aCronos, o Titã) que gerou os Olímpicos; Phaeton era consagrado a Zeus, filho de Cronos que o depôs como rei; Pyroeis foi dado a Ares, filho de Zeus e deus da guerra; Phosphoros era controlado por Afrodite, a deusa do amor; e Hermes, mensageiro dos deuses e deus do saber e da sagacidade, controlava Stilbon.11 A prática grega de transplantar os nomes dos deuses para os planetas foi quase com certeza emprestada dos babilônicos. Esses nomearam Phosphoros a partir de sua deusa do amor, Ishtar, Pyroeis do deus da guerra, Nergal, Stilbon do deus do conhecimento, Nabu, e Phaeton do chefe dos deuses, Marduque. Há muitas concordâncias entre as convenções de nomes grega e babilônica para que elas tenham surgido separadamente, mas a tradução não era perfeita. Por exemplo, o babilônico Nergal era o deus da guerra, portanto os gregos o identificaram com Ares. Entretanto, diferentemente de Ares, Nergal também era o deus da peste e do submundo.

Hoje em dia, a maioria das pessoas no mundo ocidental conhece os planetas pelos nomes derivados do panteão de deuses olímpicos. Enquanto os gregos modernos ainda utilizam os seus nomes antigos para os planetas, outras línguas europeias, em função da influência do Império Romano e mais tarde da Igreja Católica, usam os nomes romanos (ou do latim) em lugar dos gregos. Os romanos, que, como os gregos, eram indo-europeus, compartilhavam com eles um panteão comum com nomes diferentes, mas careciam da rica tradição narrativa que a poética cultura grega havia atribuído a seus deuses. Durante o período final da República Romana, os escritores romanos pegaram emprestado muito da narrativa grega e a aplicaram ao seu próprio panteão, a ponto de eles ficarem virtualmente indistinguíveis. Quando os romanos estudaram a astronomia grega, deram aos planetas os nomes dos seus próprios deuses: Mércurio (para Hermes), Vênus (Afrodite), Marte(Ares), Júpiter (Zeus) e Saturno (Cronos). Quando os planetas subsequentes foram descobertos nos séculos XVIII e XIX, a prática de nomeação foi mantida comNetuno. Urano é uma exceção, uma vez que é nomeado por uma divindade grega e não pelo seu correspondente romano (Caelus).

Alguns romanos, seguindo uma crença possivelmente originária da Mesopotâmia, mas desenvolvida no Egito ptolemaico, acreditavam que os sete deuses a partir dos quais os planetas foram nomeados passavam turnos de uma hora cuidando de assuntos na Terra. A ordem dos turnos era Saturno, Júpiter, Marte, Sol, Vênus, Mercúrio e Lua (do planeta mais distante para o mais próximo). Portanto, o primeiro dia era iniciado por Saturno (1ª hora), o segundo pelo Sol (25ª hora), seguido pela Lua (49ª hora), Marte, Mercúrio, Júpiter e Vênus. Como cada dia era nomeado pelo deus que o iniciava, esta também era a ordem dos dias da semana nocalendário romano, depois que o ciclo nundinal foi rejeitado - o que ainda é preservado em muitas línguas modernas. Os nomes em inglês Sunday, Monday e Saturday são traduções diretas desses nomes romanos. Os outros dias foram renomeados a partir de Tiw (Tuesday), Wóden (Wednesday), Thunor (Thursday) eFríge (Friday), os deuses anglo-saxões considerados similares ou equivalentes a Marte, Mercúrio, Júpiter e Vênus, respectivamente.

Como a Terra só foi geralmente aceita como um planeta no século XVII, não há uma tradição em nomeá-la a partir de um deus (o mesmo vale, em inglês, para o Sol e a Lua, embora eles não sejam mais considerados planetas). Muitas das línguas românicas retêm a antiga palavra romana terra (ou alguma variação dela), que era usada com o significado de "terra seca" (por oposição a "mar"). Entretanto, as línguas não-românicas usam suas respectivas palavras nativas. Os gregos usam seu nome original Ge (ou Yi); as línguas germânicas, inclusive o inglês, usam uma variação da palavra do alemão antigo ertho, "chão",60 como pode ser visto no inglêsEarth, o alemão Erde, o holandês Aarde e o escandinavo Jorde.

Culturas não europeias usam outros sistemas para a nomeação planetária. A Índia usa um sistema de nomes baseado no Navagraha, que incorpora os sete planetas tradicionais (Surya para o Sol, Chandra para a Lua e BudhaShukraMangalaBrihaspati e Shani para os planetas tradicionais Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno) e os nós lunares ascendente e descendente (pontos em que a órbita da Lua cruza a eclíptica) Rahu e Ketu. A China e os países da Ásia oriental historicamente sujeitos à influência cultural chinesa (como o JapãoCoreia e Vietnam) usam um sistema de nomeação baseado nos cinco elementos da Chinaágua(Mercúrio), metal (Vênus), fogo (Marte), madeira (Júpiter) e terra (Saturno).

Formação

Não se sabe com certeza como os planeta se formam. A teoria predominante é que eles são formados quando do colapso de uma nebulosa em um disco fino de gás e pó. Uma protoestrela se forma no núcleo, cercada por um disco protoplanetário giratório. Por meio de acreção (um processo de aglutinação por colisão), partículas de poeira do disco acumulam massa continuamente, formando corpos cada vez maiores. Formam-se concentrações de massa, conhecidas como planetesimais, as quais aceleram o processo de acreção ao atrair material adicional com a sua força gravitacional. Essas concentrações se tornam cada vez mais densas, até que elas colapsam para seu interior devido à gravidade, formando protoplanetas. Quando um planeta atinge um diâmetro maior do que a Lua da Terra, ele começa a acumular uma atmosfera, aumentando muito a frequência de captura de planetesimais, por meio do arrasto atmosférico.

Quando a protoestrela cresceu a ponto de se inflamar para formar uma estrela, o disco remanescente é expulso por fotoevaporação, vento solararrasto de Poynting-Robertson e outros efeitos. Daí em diante, pode haver muitos protoplanetas orbitando a estrela ou um ao outro, mas com o tempo muitos vão colidir, formando um único planeta maior ou liberando material que será absorvido por outros protoplanetas ou planetas. Os objetos que tiverem massa suficiente vão capturar a maior parte do material na sua vizinhança orbital, tornando-se planetas. Enquanto isso, os protoplanetas que evitarem as colisões podem se tornar satélites naturais de planetas por um processo de captura gravitacional, ou permanecer em cinturões com outros objetos, tornando-se planetas anões ou corpos menores do Sistema Solar.

O impacto energético dos pequenos planetesimais, bem como a desintegração radioativa, aquece o crescente planeta, fazendo com que ele se funda, pelo menos parcialmente. O interior do planeta começa a se diferenciar pela massa, desenvolvendo um núcleo mais denso. Os planetas terrestres menores perdem a maior parte da sua atmosfera por causa desta acreção, mas os gases perdidos podem ser repostos pela perda de gás do manto e pelos impactos subsequentes de cometas. Os planetas menores perdem qualquer atmosfera que eles ganhem por meio de vários mecanismos de escape.

Com a descoberta e observação de sistemas planetários em torno de outras estrelas, torna-se possível elaborar, revisar ou mesmo substituir este processo. Acredita-se atualmente que o nível de metalicidade - um termo astronômico que descreve a abundância de elementos químicos com número atômico maior que 2 (hélio) - determine a probabilidade de uma estrela possuir planetas.68 Assim, uma estrela da População I, rica em metal, provavelmente possui um sistema planetário mais substancial do que uma estrela da População II, pobre em metal.

Sistema Solar

De acordo com as atuais definições da UAI, existem oito planetas e cinco planetas anões no Sistema Solar. Em ordem crescente da distância do Sol, os planetas são:

  1.  Mercúrio
  2.  Vênus
  3.  Terra
  4.  Marte
  5.  Júpiter
  6.  Saturno
  7.  Urano
  8.  Netuno

Júpiter é o maior, com 318 vezes a massa da Terra, enquanto Mercúrio é o menor, com 0,055 massa da Terra.

Os planetas do Sistema Solar podem ser divididos em categorias com base em sua composição:

  • Terrestres ou Telúricos: planetas similares à Terra, com corpos em sua maioria compostos de rochas: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte. A Terra é o maior planeta terrestre.
  • Gigantes gasosos: planetas compostos em sua maior parte de materiais gasosos, substancialmente maiores do que os terrestres: Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Júpiter é o maior deles, com massa 318 vezes a da Terra, e Saturno o segundo, com 95 vezes a massa da Terra.
  • Gigantes de gelo, contemplando Urano e Netuno, são uma subclasse dos gigantes gasosos, distinguindo-se desses por sua massa muito menor (apenas 14 e 17 vezes a da Terra) e pelo esgotamento do hidrogênio e hélio em sua atmosfera, além de uma proporção significativamente maior de rocha e gelo.
  • Planetas anões: antes da decisão de agosto de 2006, vários objetos foram propostos como planetas por astrônomos, inclusive, numa primeira etapa, pela UAI. Entretanto, em 2006 vários desses objetos foram reclassificados como planetas anões, objetos distintos dos planetas. Atualmente são reconhecidos pela UAI cinco planetas anões no Sistema Solar: Ceres, Plutão, Haumea, Makemake e Éris. Vários outros objetos, tanto no Cinturão de Asteróides quanto no Cinturão de Kuiper, estão sendo avaliados, sendo que cerca de 50 podem se qualificar. Cerca de 200 podem ser descobertos quando o Cinturão de Kuiper tiver sido totalmente explorado. Planetas anões compartilham muitas das características dos planetas, embora existam diferenças notáveis - especialmente que eles não são dominantes em suas órbitas. Por definição, todos os planetas anões são parte de populações maiores. Ceres é o maior corpo no Cinturão de Asteroides, enquanto Plutão, Haumea e Makemake são membros do Cinturão de Kuiper e Éris é membro do disco disperso. Cientistas como Mike Brown acreditam que num futuro próximo mais de 40 objetos transnetunianos devem se qualificar como planetas anões segundo a definição da UAI.

Atributos planetários

 

Nome

Diâmetro
equatorial
[a]

Massa[a]

Raio
orbital (
UA)

Período orbital
(anos)
[a]

Inclinação
com o equador do Sol
 (°)

Excentricidade
orbital

Período de rotação
(dias)

Satélites
naturais
[c]

Aneis

Atmosfera

Terrestres

Mercúrio

0,382

0,06

0,39

0,24

3,38

0,206

58,64

0

não

mínima

Vênus

0,949

0,82

0,72

0,62

3,86

0,007

−243,02

0

não

CO2N2

Terra[b]

1,00

1,00

1,00

1,00

7,25

0,017

1,00

1

não

N2O2

Marte

0,532

0,11

1,52

1,88

5,65

0,093

1,03

2

não

CO2, N2

Gigantes gasosos

Júpiter

11,209

317,8

5,20

11,86

6,09

0,048

0,41

66

sim

H2He

Saturno

9,449

95,2

9,54

29,46

5,51

0,054

0,43

61

sim

H2, He

Urano

4,007

14,6

19,22

84,01

6,48

0,047

−0,72

27

sim

H2, He

Netuno

3,883

17,2

30,06

164,8

6,43

0,009

0,67

13

sim

H2, He

Planetas anões

                     

Ceres

0,08

0,000 2

2,5–3,0

4,60

10,59

0,080

0,38

0

não

nenhuma

Plutão

0,19

0,002 2

29,7–49,3

248,09

17,14

0,249

−6,39

5

não

temporária

Haumea

0,37×0,16

0,000 7

35,2–51,5

282,76

28,19

0,189

0,16

2

   

Makemake

~0,12

0,000 7

38,5–53,1

309,88

28,96

0,159

 ?

0

 ?

 ? [d]

Éris

0,19

0,002 5

37,8–97,6

~557

44,19

0,442

~0,3

1

 ?

 ? [d]

a Medidas relativas à Terra.

b Veja artigo sobre a Terra para os valores absolutos.

c Júpiter tem a maior quantidade de satélites assegurados (63) no Sistema Solar

d Como em Plutão, suspeita-se da existência de uma atmosfera temporária quando perto do periélio.

Planetas extrassolares

A primeira descoberta confirmada de um planeta extrassolar orbitando uma estrela comum da sequência principal ocorreu em 6 de outubro de 1995, quando Michel Mayor e Didier Queloz, da Universidade de Genebra, anunciaram a detecção de um exoplaneta em torno da 51 Pegasi. Dos 490 planetas extrassolares descobertos até setembro de 2010, a maior parte possui massa comparável a ou maior do que a de Júpiter, embora massas variando desde menos do que a de Mercúrio até várias vezes a de Júpiter tenham sido observadas. Os menores planetas extrassolares já encontrados têm sido descobertos orbitando remanescentes de estrelas apagadas chamadas pulsares, como a PSR B1257+12. Foram encontrados cerca de uma dúzia de planetas extrassolares entre 10 e 20 massas da Terra, como aqueles que orbitam as estrelas Mu Arae, 55 Cancri e GJ 436. Esses planetas foram apelidados "Netunos", porque sua massa se aproxima da daquele planeta (17 vezes a da Terra).

Uma categoria nova é a das chamadas "super-Terras", possivelmente planetas terrestres muito maiores do que a Terra, mas menores do que Netuno ou Urano. Até o momento, cerca de vinte possíveis super-Terras (dependendo dos limites de massa) foram encontradas, inclusive OGLE-2005-BLG-390Lb e MOA-2007-BLG-192Lb, mundos gelados descobertos por meio da microlente gravitacionalCOROT-7b, um planeta com diâmetro estimado em 1,7 vez o da Terra (o que o faz a menor super-Terra já medida), mas com uma distância orbital de apenas 0,02 UA, o que significa que ele provavelmente possui uma superfície líquida a uma temperatura de 1000-1500 ºC; e cinco ou seis planetas orbitando a anã vermelha Gliese 581. O Gliese 581 dtem cerca de 7,7 vezes a massa da Terra, enquanto o Gliese 581 c tem cinco vezes a massa da Terra e foi considerado inicialmente o primeiro planeta terrestre a ser encontrado dentro da zona habitável de uma estrela. Entretanto, estudos mais detalhados revelaram que ele estava um pouco próximo demais da sua estrela para ser habitável, e que o planeta mais distante do sistema, Gliese 581 d, embora muito mais frio do que a Terra, poderia potencialmente ser habitável, se sua atmosfera contivesse quantidade suficiente de gases de efeito estufa.

Ainda não está claro se os planetas grandes recentemente descobertos se parecem com os gigantes gasosos do Sistema Solar ou se eles são de um tipo totalmente diferente, ainda desconhecido, como gigantes de amônia ou planetas de carbono. Em particular, alguns desses planetas, conhecidos como Jupiteres quentes, estão em órbitas extremamente próximas de suas estrelas, quase circulares. Portanto, eles recebem muito mais radiação estelar do que os gigantes gasosos do Sistema Solar, o que torna questionável se eles são o mesmo tipo de planeta. Pode também existir uma classe de Jupiteres quentes, chamados planetas ctônicos, que orbitam tão próximo sua estrela que suas atmosferas foram completamente varridas pela radiação estelar. Enquanto muitos Jupiteres quentes foram encontrados no processo de perder suas atmosferas, até 2008 nenhum planeta ctônico genuíno foi descoberto.

Observações mais detalhadas de planetas extrassolares vão requerer uma nova geração de instrumentos, inclusive telescópios espaciais. Atualmente as sondas COROT e Kepler estão procurando variações da luminosidade estelar devido a planetas em trânsito. Vários projetos também foram propostos para criar uma rede de telescópios espaciais para procurar planetas extrassolares com massas comparáveis à da Terra. Esses incluem os programas da NASA Buscador de Planetas Terrestres e Missão Espacial por Interferometria, e o PEGASE, da CNES. A Missão Novos Mundos é um mecanismo de ocultação que pode trabalhar em conjunto com o Telescópio Espacial James Webb. Entretanto, a obtenção de fundos para alguns desses projetos continua incerta. Os primeiros espectros de planetas extrassolares foram reportados em fevereiro de 2007 (HD 209458 b e HD 189733 b). A frequência de ocorrência de planetas terrestres é uma das variáveis da equação de Drake, que estima o número de civilizações inteligentes e comunicativas que existem em nossa galáxia.

Objetos de massa planetária

Um objeto de massa planetária é um objeto celeste com uma massa dentro da faixa da definição de planeta, isto é, maior do que um corpo menor, porém menor do que uma anã marrom com reação nuclear ou uma estrela. Por definição, todos os planetas são ‘’objetos de massa planetária’’, mas o objetivo deste termo é descrever objetos que não se encaixem nas expectativas típicas de um planeta. Planetas livres que não orbitem estrelas podem ser planetas órfãos ejetados do seu sistema ou objetos formados por colapso da nebulosa e não por acreção (às vezes chamados subanãs marrons),

Planetas órfãos

Várias simulações por computador da formação de sistemas estelares e planetários sugeriram que alguns objetos de massa planetária seriam ejetados para o espaço interestelar. Alguns cientistas argumentaram que esses objetos encontrados vagando no espaço deveriam ser classificados como "planetas", embora outros tenham sugerido que eles poderiam ser estrelas de pequena massa.

Subanãs marrons

Estrelas se formam por meio do colapso gravitacional de nuvens de gás, mas objetos menores também podem se formar a partir do colapso de nuvem. Objetos de massa planetária formados dessa forma são às vezes chamados subanãs marrons. As subanãs marrons podem ser objetos livres, como o Cha 110913-773444, ou orbitar um objeto maior, como o 2MASS J04414489+2301513.

Por um curto espaço de tempo, em 2006, astrônomos acreditaram ter encontrado um sistema binário de tais objetos, Oph 162225-240515, que os descobridores chamaram de "objetos de massa planetária"; entretanto, análise mais recente dos objetos determinou que a massa de cada um é provavelmente maior do que 13 massas de Júpiter, o que classifica o par como anãs marrons.

Planetas satélites e planetas em cinturões

Alguns satélites grandes são de tamanho similar ou maiores do que Mercúrio, como, por exemplo, as luas de Galileu e Titã, de Júpiter. Alan Stern argumentou que a localização não deveria importar e somente atributos geofísicos deveriam ser levados em conta na definição de um planeta, tendo proposto o termo ‘’’planeta satélite’’’ para um objeto do tamanho de um planeta orbitando outro planeta. Da mesma forma, objetos com tamanho de planetas no cinturão de asteroides ou nocinturão de Kuiper deveriam também ser planetas, de acordo com Stern.

Atributos

Embora cada planeta tenha características físicas únicas, algumas características comuns existem entre eles. Algumas delas, como anéis e satélites naturais, por enquanto somente foram observadas em planetas do Sistema Solar, enquanto outras são também comuns a planetas extrassolares.

Características dinâmicas

Órbita

De acordo com as definições atuais, todos os planetas devem girar em torno de estrelas; logo, quaisquer planetas órfãos são excluídos. No Sistema Solar, todos os planetas orbitam o Sol no mesmo sentido da rotação do Sol (anti-horário, para um observador sobre o polo norte do Sol). Pelo menos um planeta extrassolar, WASP-17b, foi descoberto numa órbita em sentido oposto ao da rotação da sua estrela.

O período de uma revolução de um planeta em sua órbita é conhecido como o seu período sideral ou ano. Um ano de um planeta depende da sua distância para a sua estrela; quanto mais longe um planeta está da sua estrela, não apenas ele terá maior distância para percorrer, como também menor será sua velocidade, pois ele será menos afetado pela gravidade da estrela. Como nenhuma órbita de planeta é perfeitamente circular, a distância varia ao longo do ano. A maior aproximação para a sua estrela é chamada o seu periastro (periélio no Sistema Solar), enquanto a maior separação é chamada apoastro (afélio). À medida que um planeta se aproxima do periastro, sua velocidade aumenta pela transformação da energia potencial gravitacional em energia cinética, da mesma forma como um objeto em queda livre na Terra ganha velocidade à medida que cai; quando o planeta atinge o apoastro, sua velocidade diminui, da mesma forma como um objeto atirado para cima na Terra perde velocidade quando se aproxima do ápice da sua trajetória.

A órbita de cada planeta é definida por um conjunto de elementos:

• A excentricidade de uma órbita descreve quão alongada ela é. Planetas com baixa excentricidade têm órbitas mais circulares, enquanto planetas com alta excentricidade têm órbitas mais elípticas. Os planetas do Sistema Solar têm excentricidades muito baixas e, portanto, órbitas quase circulares. Cometas e objetos do Cinturão de Kuiper, assim como vários planetas extrassolares, têm excentricidades muito altas, logo órbitas fortemente elípticas.

semieixo maior é a distância de um planeta até a metade do maior diâmetro da sua órbita elíptica. Esta distância não é igual ao apoastro, porque nenhuma órbita de planeta tem a estrela no seu centro.

  • A inclinação de um planeta indica o quanto sua órbita está acima ou abaixo de um plano de referência. No Sistema Solar, o plano de referência é o plano da órbita da Terra, chamada eclíptica. Para planetas extrassolares, o plano, conhecido como ‘’’plano celeste’’’, é o plano da linha de visão do observador a partir da Terra. Os oito planetas do Sistema Solar estão todos muito próximos da eclíptica, enquanto cometas e objetos do Cinturão de Kuiper, como Plutão, estão a ângulos muito maiores em relação a ela. Os pontos em que um planeta atravessa acima e abaixo o seu plano de referência são chamados nós ascendente e descendente. A longitude do nó ascendente é o ângulo entre a longitude zero do plano de referência e o nó ascendente do planeta. O argumento do periastro (ou periélio no Sistema Solar) é o ângulo entre o nó ascendente do planeta e a sua maior aproximação da estrela.

Inclinação axial

Os planetas também têm graus variados de inclinação axial: eles estão a um determinado ângulo do plano do equador das suas estrelas. Isto faz variar a quantidade de luz recebida em cada hemisfério ao longo do ano; quando o hemisfério norte não está voltado para a sua estrela, o hemisfério sul aponta para ela, e vice-versa. Cada planeta possui, portanto, estações do ano: mudanças no clima ao longo do ano. O momento em que cada hemisfério está mais distante ou mais próximo da sua estrela é chamado solstício. Cada planeta tem dois no curso de um ano; quando um hemisfério tem o seu solstício de verão (o dia é mais longo), o outro tem o tem o seu solstício de inverno (o dia é mais curto).

A quantidade variável de luz e calor recebida em cada hemisfério cria mudanças anuais nos padrões de clima em cada metade do planeta. A inclinação axial de Júpiter é muito pequena, portanto sua variação sazonal é mínima. Urano, por outro lado, tem uma inclinação axial tão extrema que ele está virtualmente de lado, o que significa que os seus hemisférios estão sempre iluminados ou sempre na escuridão na época dos seus solstícios. Entre os planetas extrassolares, as inclinações axiais não são conhecidas com certeza, embora se acredite que a maior parte dos Jupiteres quentes tenha inclinação axial desprezível ou nula, como resultado da proximidade com as suas estrelas.

Rotação

Os planetas giram em torno de eixos invisíveis que passam pelos seus centros. O período de rotação de um planeta é chamado o seu dia. A maioria dos planetas no Sistema Solar giram no mesmo sentido em que orbitam o Sol, que é anti-horário, para um observador acima do polo norte do Sol. Exceções são Vênus e Urano, que giram no sentido horário, embora a extrema inclinação axial de Urano leve a diferentes convenções sobre qual dos seus polos é o "norte" e, portanto, se o planeta está girando no sentido horário ou anti-horário. Entretanto, qualquer que seja a convenção usada, Urano tem rotação retrógrada em relação a sua órbita.

A rotação de um planeta pode ser induzida por vários fatores durante a sua formação. Um momento angular resultante pode ser induzido pelas contribuições individuais de momentos angulares de objetos acretados. A acreção de gás pelos gigantes gasosos também pode contribuir para o momento angular. Finalmente, nos últimos estágios da formação do planeta, um processo estocástico de acreção protoplanetária pode alterar randomicamente o eixo de rotação de um planeta.

Há uma grande variação na duração de um dia entre os planetas, com Vênus levando 243 dias terrestres para dar uma volta e os gigantes gasosos apenas algumas horas. Os períodos rotacionais de planetas extrassolares não são conhecidos, entretanto sua proximidade para as suas estrelas significa que os Jupiteres quentes estão em acoplamento de maré (suas órbitas estão sincronizadas com suas rotações). Isto significa que eles somente mostram uma face para as suas estrelas, ficando um lado em dia perpétuo e o outro em noite perpétua.

Dominância orbital

A característica dinâmica definidora de um planeta é que ele tenha limpado a sua vizinhança. Um planeta que limpou a sua vizinhança acumulou massa suficiente para agrupar ou afastar todos os planetesimais na sua órbita. Com efeito, ele orbita a sua estrela isoladamente, em oposição a compartilhar a órbita com uma multidão de objetos de tamanho similar. Esta característica foi estabelecida como parte da definição oficial de planeta da UAI em agosto de 2006. O critério exclui corpos planetários como PlutãoÉris e Ceres da lista de planetas habilitados, fazendo deles planetas anões. Embora até o momento este critério somente se aplique ao Sistema Solar, alguns sistemas extrassolares jovens foram encontrados nos quais as evidências sugerem que a dominância orbital está acontecendo dentro dos discos estelares.

Características físicas

Massa

Uma característica física definidora de um planeta é que ele tenha massa suficiente para que a força de sua própria gravidade domine as forças eletromagnéticasque unem a sua estrutura física, levando a um estado de equilíbrio hidrostático. Isto efetivamente significa que todos os planetas são esféricos ou esferoidais. Até uma determinada massa, um objeto pode ter uma forma irregular, mas a partir deste ponto, que varia em função da sua composição química, a gravidade começa a puxar o objeto em direção ao seu centro de massa, até que ele colapsa, tornando-se uma esfera.

A massa é também o primeiro atributo pelo qual os planetas se distinguem das estrelas. O limite superior de massa para planetas é aproximadamente 13 vezes a massa de Júpiter (MJ) para objetos com abundância natural semelhante ao Sol, a partir do qual ele ganha condição favorável para a fusão nuclear. Além do Sol, nenhum objeto com tal massa existe no Sistema Solar, mas há planetas extrassolares neste limite. Não há uma concordância universal para o limite de 13 MJ e a Enciclopédia de Planetas Extrassolares inclui objetos de até 20 MJ, enquanto o Exoplanet Data Explorer considera até 24 massas de Júpiter.

O menor planeta conhecido, excluindo planetas anões e satélites, é PSR B1257+12A, um dos primeiros planetas extrassolares descobertos, que foi encontrado em 1992 em órbita de um pulsar. Sua massa é aproximadamente a metade da de Mercúrio.

Diferenciação interna

Todo planeta iniciou sua existência em um estado inteiramente fluido; no início da formação, os materiais mais densos e pesados migraram para o centro, deixando os mais leves perto da superfície. Cada um, portanto, tem o interior diferenciado, consistindo de umnúcleo planetário denso, cercado de um manto que é ou era fluido. Os planetas terrestres são selados com crostas duras, mas nos gigantes gasosos o manto simplesmente se dissolve nas camadas superiores de nuvens. Os planetas terrestres possuem núcleos de elementos magnéticos como ferro e níquel e mantos de silicatos. Acredita-se que Júpiter e Saturno possuam núcleos de rocha e metal, cercados de mantos de hidrogênio metálico. Urano e Netuno, que são menores, possuem núcleo rochoso, cercado de mantos de água, amôniametano e outros "gelos" (substâncias voláteis com pontos de fusão acima de 100 K). A ação dos fluidos internos aos núcleos dos planetas cria um geodínamo, que gera um campo magnético.

Atmosfera

Todos os planetas do Sistema Solar têm atmosferas, uma vez que suas grandes massas tornam a gravidade suficientemente forte para manter partículas gasosas próximas à superfície. Os gigantes gasosos maiores têm massa suficiente para manter grandes quantidades dos gases leves hidrogênio e hélio, enquanto os planetas menores perdem esses gases para o espaço. A composição da atmosfera da Terra é diferente da dos outros planetas porque os diversos processos da vida que ocorreram no planeta introduziram oxigênio molecular livre. O único planeta solar sem uma atmosfera substancial é Mercúrio, porque ela foi, em sua maior parte (mas não totalmente), varrida pelo vento solar.

As atmosferas planetárias são afetadas pelos variados graus de energia recebida tanto do Sol quanto dos seus interiores, levando à formação de sistemas climáticos dinâmicos, como os furacões (na Terra), tempestades de areia em escala planetária (em Marte), um anticiclone do tamanho da Terra em Júpiter (chamado a Grande Mancha Vermelha) e buracos na atmosfera (em Netuno). Pelo menos em um planeta extrassolar, o HD 189733 b, foi identificado um sistema climático, similar à Grande Mancha Vermelha, mas duas vezes maior. Foi observado que os Jupiteres quentes perdem suas atmosferas para o espaço devido à radiação estelar, tal qual as caudas dos cometas. Esses planetas podem ter grandes diferenças na temperatura entre os seus lados de dia e de noite, o que produz ventos supersônicos;120 no entanto, os lados de dia e de noite do HD 1889733 b parecem ter temperaturas muito similares, indicando que a atmosfera efetivamente redistribui a energia da estrela em torno do planeta.

Magnetosfera

Uma característica importante dos planetas são seus momentos magnéticos intrínsecos, que dão origem a magnetosferas. A presença de um campo magnético indica que o planeta ainda é geologicamente ativo. Em outras palavras, planetas magnetizados possuem fluxos de materiais condutores elétricos em seu interior, gerando os campos magnéticos. Esses campos modificam significativamente a interação entre o planeta e o vento solar. Um planeta magnetizado cria uma cavidade no vento solar no seu entorno, chamada magnetosfera, que o vento solar não consegue penetrar. A magnetosfera pode ser muito maior do que o próprio planeta. Em contraste, planetas não magnetizados têm somente pequenas magnetosferas induzidas pela interação da ionosfera com o vento solar, que não é capaz de proteger efetivamente o planeta.

Dos oito planetas do Sistema Solar, apenas Vênus e Marte carecem de um campo magnético, enquanto a lua Ganimedes, de Júpiter, possui um. Dos planetas magnetizados, o campo de Mercúrio é o mais fraco, mal conseguindo defletir o vento solar. O campo magnético de Ganimedes é várias vezes maior, enquanto o de Júpiter é o maior do Sistema Solar, tão forte que representa um sério risco para a segurança de futuras missões tripuladas para as suas luas. A força dos campos magnéticos dos outros planetas gigantes é aproximadamente similar ao da Terra, mas os seus momentos magnéticos são significativamente maiores. Os campos magnéticos de Urano e Netuno são fortemente inclinados em relação ao eixo rotacional e deslocados do centro do planeta.

Em 2004, uma equipe de astrônomos no Havaí observou um planeta extrassolar em torno da estrela HD 179949, que parecia estar criando uma mancha na superfície da sua estrela. A equipe lançou a hipótese de que a magnetosfera do planeta estava transferindo energia para a superfície da estrela, aumentando sua já alta temperatura de 7.760 °C em mais 400 °C.

Características secundárias

Vários planetas ou planetas anões no Sistema Solar, como Netuno e Plutão, têm períodos orbitais que estão em ressonância orbital entre si ou com corpos menores (isto também é comum em sistemas de satélites). Todos, com exceção de Mercúrio e Vênus, têm satélites naturais, frequentemente chamados de "luas". A Terra tem um, Marte dois e os gigantes gasosos têm numerosas luas, em sistemas planetários complexos. Muitas luas de gigantes gasosos têm características similares aos planetas terrestres e planetas anões e algumas têm sido estudadas como possíveis locações para a vida (especialmente Europa).

 Os quatro gigantes gasosos são também orbitados por anéis planetários de tamanhos e complexidade variados. Os anéis são compostos principalmente de poeira e material particulado, mas podem abrigar pequenas luas cuja gravidade formata e mantém a sua estrutura. Embora a origem dos anéis planetários não seja conhecida com precisão, acredita-se que eles sejam resultado de satélites naturais que tenham caído abaixo do limite de Roche dos seus planetas e foram desintegrados pela força de maré.

Não foram observadas características secundárias em planetas extrassolares. Entretanto, acredita-se que a subanã marrom Cha 110913-773444, que foi descrita como um planeta órfão, seja orbitada por um pequeno disco protoplanetário.

 

COMO ABENÇOAR AQUELES QUE TU AMAS

 

O Senhor te abençoe e te guarde; O Senhor faça resplandecer o seu rosto sobre ti e tenha misericórdia de ti; O Senhor sobre ti levante o seu rosto e te dê a paz. Livro de Números, Capítulo 6, Versículos 22 ao 27. 


FLORES PARA TUA VIDA

 

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SERVIDÃO SOB OS MEDIANITAS

 

Porém os filhos de Israel fizeram o que era mau aos olhos do SENHOR; e o SENHOR os deu nas mãos dos midianitas por sete anos.
E, prevalecendo a mão dos midianitas sobre Israel, fizeram os filhos de Israel para si, por causa dos midianitas, as covas que estão nos montes, as cavernas e as fortificações.
Porque sucedia que, semeando Israel, os midianitas e os amalequitas, e também os do oriente, contra ele subiam.
E punham-se contra ele em campo, e destruíam os frutos da terra, até chegarem a Gaza; e não deixavam mantimento em Israel, nem ovelhas, nem bois, nem jumentos.
Porque subiam com os seus gados e tendas; vinham como gafanhotos, em grande multidão que não se podia contar, nem a eles nem aos seus camelos; e entravam na terra, para a destruir.
Assim Israel empobreceu muito pela presença dos midianitas; então os filhos de Israel clamaram ao Senhor.
E sucedeu que, clamando os filhos de Israel ao Senhor por causa dos midianitas,
Enviou o Senhor um profeta aos filhos de Israel, que lhes disse: Assim diz o Senhor Deus de Israel: Do Egito eu vos fiz subir, e vos tirei da casa da servidão;
E vos livrei da mão dos egípcios, e da mão de todos quantos vos oprimiam; e os expulsei de diante de vós, e a vós dei a sua terra.
E vos disse: Eu sou o Senhor vosso Deus; não temais aos deuses dos amorreus, em cuja terra habitais; mas não destes ouvidos à minha voz.

O ANJO FALA COM GIDEÃO

Então o anjo do Senhor veio, e assentou-se debaixo do carvalho que está em Ofra, que pertencia a Joás, abiezrita; e Gideão, seu filho, estava malhando o trigo no lagar, para o salvar dos midianitas.
Então o anjo do Senhor lhe apareceu, e lhe disse: O Senhor é contigo, homem valoroso.
Mas Gideão lhe respondeu: Ai, Senhor meu, se o Senhor é conosco, por que tudo isto nos sobreveio? E que é feito de todas as suas maravilhas que nossos pais nos contaram, dizendo: Não nos fez o Senhor subir do Egito? Porém agora o Senhor nos desamparou, e nos deu nas mãos dos midianitas.
Então o Senhor olhou para ele, e disse: Vai nesta tua força, e livrarás a Israel das mãos dos midianitas; porventura não te enviei eu?
E ele lhe disse: Ai, Senhor meu, com que livrarei a Israel? Eis que a minha família é a mais pobre em Manassés, e eu o menor na casa de meu pai.
E o Senhor lhe disse: Porquanto eu hei de ser contigo, tu ferirás aos midianitas como se fossem um só homem.
E ele disse: Se agora tenho achado graça aos teus olhos, dá-me um sinal de que és tu que falas comigo.
Rogo-te que daqui não te apartes, até que eu volte e traga o meu presente, e o ponha perante ti. E disse: Eu esperarei até que voltes.
E entrou Gideão e preparou um cabrito e pães ázimos de um efa de farinha; a carne pôs num cesto e o caldo pôs numa panela; e trouxe-lho até debaixo do carvalho, e lho ofereceu.
Porém o anjo de Deus lhe disse: Toma a carne e os pães ázimos, e põe-nos sobre esta penha e derrama-lhe o caldo. E assim fez.
E o anjo do Senhor estendeu a ponta do cajado, que estava na sua mão, e tocou a carne e os pães ázimos; então subiu o fogo da penha, e consumiu a carne e os pães ázimos; e o anjo do Senhor desapareceu de seus olhos.
Então viu Gideão que era o anjo do SENHOR e disse: Ah, Senhor DEUS, pois vi o anjo do SENHOR face a face.
Porém o Senhor lhe disse: Paz seja contigo; não temas; não morrerás.
Então Gideão edificou ali um altar ao SENHOR, e chamou-lhe: O SENHOR É PAZ; e ainda até o dia de hoje está em Ofra dos abiezritas.
E aconteceu naquela mesma noite, que o Senhor lhe disse: Toma o boi que pertence a teu pai, a saber, o segundo boi de sete anos, e derruba o altar de Baal, que é de teu pai; e corta o bosque que está ao pé dele.
E edifica ao Senhor teu Deus um altar no cume deste lugar forte, num lugar conveniente; e toma o segundo boi, e o oferecerás em holocausto com a lenha que cortares do bosque.
Então Gideão tomou dez homens dentre os seus servos, e fez como o Senhor lhe dissera; e sucedeu que, temendo ele a casa de seu pai, e os homens daquela cidade, não o fez de dia, mas fê-lo de noite.
Levantando-se, pois, os homens daquela cidade, de madrugada, eis que estava o altar de Baal derrubado, e o bosque estava ao pé dele, cortado; e o segundo boi oferecido no altar que fora edificado.
E uns aos outros disseram: Quem fez esta coisa? E, esquadrinhando, e inquirindo, disseram: Gideão, o filho de Joás, fez esta coisa.
Então os homens daquela cidade disseram a Joás: Tira para fora a teu filho; para que morra; pois derribou o altar de Baal, e cortou o bosque que estava ao pé dele.
Porém Joás disse a todos os que se puseram contra ele: Contendereis vós por Baal? Livrá-lo-eis vós? Qualquer que por ele contender ainda esta manhã será morto; se é deus, por si mesmo contenda; pois derrubaram o seu altar.
Por isso naquele dia lhe chamaram Jerubaal, dizendo: Baal contenda contra ele, pois derrubou o seu altar.
E todos os midianitas e amalequitas, e os filhos do oriente se ajuntaram, e passaram, e acamparam no vale de Jizreel.
Então o Espírito do SENHOR revestiu a Gideão, o qual tocou a buzina, e os abiezritas se ajuntaram após ele.
E enviou mensageiros por toda a tribo de Manassés, que também se ajuntou após ele; também enviou mensageiros a Aser, e a Zebulom, e a Naftali, que saíram-lhe ao encontro.
E disse Gideão a Deus: Se hás de livrar a Israel por minha mão, como disseste,
Eis que eu porei um velo de lã na eira; se o orvalho estiver somente no velo, e toda a terra ficar seca, então conhecerei que hás de livrar a Israel por minha mão, como disseste.
E assim sucedeu; porque no outro dia se levantou de madrugada, e apertou o velo; e do orvalho que espremeu do velo, encheu uma taça de água.
E disse Gideão a Deus: Não se acenda contra mim a tua ira, se ainda falar só esta vez; rogo-te que só esta vez faça a prova com o velo; rogo-te que só o velo fique seco, e em toda a terra haja o orvalho.
E Deus assim fez naquela noite; pois só o velo ficou seco, e sobre toda a terra havia orvalho.

Juízes 6:1-40


 O PROGRESSO E A GLÓRIA DE SIÃO

 

Canta alegremente, ó estéril, que não deste à luz; rompe em cântico, e exclama com alegria, tu que não tiveste dores de parto; porque mais são os filhos da mulher solitária, do que os filhos da casada, diz o SENHOR.
Amplia o lugar da tua tenda, e estendam-se as cortinas das tuas habitações; não o impeças; alonga as tuas cordas, e fixa bem as tuas estacas.
Porque transbordarás para a direita e para a esquerda; e a tua descendência possuirá os gentios e fará que sejam habitadas as cidades assoladas.
Não temas, porque não serás envergonhada; e não te envergonhes, porque não serás humilhada; antes te esquecerás da vergonha da tua mocidade, e não te lembrarás mais do opróbrio da tua viuvez.
Porque o teu Criador é o teu marido; o Senhor dos Exércitos é o seu nome; e o Santo de Israel é o teu Redentor; que é chamado o Deus de toda a terra.
Porque o Senhor te chamou como a mulher desamparada e triste de espírito; como a mulher da mocidade, que fora desprezada, diz o teu Deus.
Por um breve momento te deixei, mas com grandes misericórdias te recolherei;
Com um pouco de ira escondi a minha face de ti por um momento; mas com benignidade eterna me compadecerei de ti, diz o Senhor, o teu Redentor.
Porque isto será para mim como as águas de Noé; pois jurei que as águas de Noé não passariam mais sobre a terra; assim jurei que não me irarei mais contra ti, nem te repreenderei.
Porque os montes se retirarão, e os outeiros serão abalados; porém a minha benignidade não se apartará de ti, e a aliança da minha paz não mudará, diz o Senhor que se compadece de ti.
Tu, oprimida, arrojada com a tormenta e desconsolada, eis que eu assentarei as tuas pedras com todo o ornamento, e te fundarei sobre as safiras.
E farei os teus vitrais de rubis, e as tuas portas de carbúnculos, e todos os teus termos de pedras aprazíveis.
E todos os teus filhos serão ensinados do Senhor; e a paz de teus filhos será abundante.
Com justiça serás estabelecida; estarás longe da opressão, porque já não temerás; e também do terror, porque não chegará a ti.
Eis que seguramente poderão vir a juntar-se contra ti, mas não será por mim; quem se ajuntar contra ti cairá por causa de ti.
Eis que eu criei o ferreiro, que assopra as brasas no fogo, e que produz a ferramenta para a sua obra; também criei o assolador, para destruir.
Toda a ferramenta preparada contra ti não prosperará, e toda a língua que se levantar contra ti em juízo tu a condenarás; esta é a herança dos servos do Senhor, e a sua justiça que de mim procede, diz o Senhor.


Isaías 54:1-17 


DANIEL NA COVA DOS LEÕES

 

E pareceu bem a Dario constituir sobre o reino cento e vinte príncipes, que estivessem sobre todo o reino;
E sobre eles três presidentes, dos quais Daniel era um, aos quais estes príncipes dessem conta, para que o rei não sofresse dano.
Então o mesmo Daniel sobrepujou a estes presidentes e príncipes; porque nele havia um espírito excelente; e o rei pensava constituí-lo sobre todo o reino.
Então os presidentes e os príncipes procuravam achar ocasião contra Daniel a respeito do reino; mas não podiam achar ocasião ou culpa alguma; porque ele era fiel, e não se achava nele nenhum erro nem culpa.
Então estes homens disseram: Nunca acharemos ocasião alguma contra este Daniel, se não a acharmos contra ele na lei do seu Deus.
Então estes presidentes e príncipes foram juntos ao rei, e disseram-lhe assim: Ó rei Dario, vive para sempre!
Todos os presidentes do reino, os capitàes e príncipes, conselheiros e governadores, concordaram em promulgar um edito real e confirmar a proibição que qualquer que, por espaço de trinta dias, fizer uma petição a qualquer deus, ou a qualquer homem, e não a ti, ó rei, seja lançado na cova dos leões.
Agora, pois, ó rei, confirma a proibição, e assina o edito, para que não seja mudado, conforme a lei dos medos e dos persas, que não se pode revogar.
Por esta razão o rei Dario assinou o edito e a proibição.
Daniel, pois, quando soube que o edito estava assinado, entrou em sua casa (ora havia no seu quarto janelas abertas do lado de Jerusalém), e três vezes no dia se punha de joelhos, e orava, e dava graças diante do seu Deus, como também antes costumava fazer.
Então aqueles homens foram juntos, e acharam a Daniel orando e suplicando diante do seu Deus.
Então se apresentaram ao rei e, a respeito do edito real, disseram-lhe: Porventura não assinaste o edito, pelo qual todo o homem que fizesse uma petição a qualquer deus, ou a qualquer homem, por espaço de trinta dias, e não a ti, ó rei, fosse lançado na cova dos leões? Respondeu o rei, dizendo: Esta palavra é certa, conforme a lei dos medos e dos persas, que não se pode revogar.
Então responderam ao rei, dizendo-lhe: Daniel, que é dos filhos dos cativos de Judá, não tem feito caso de ti, ó rei, nem do edito que assinaste, antes três vezes por dia faz a sua oração.
Ouvindo então o rei essas palavras, ficou muito penalizado, e a favor de Daniel propôs dentro do seu coração livrá-lo; e até ao pôr do sol trabalhou para salvá-lo.
Então aqueles homens foram juntos ao rei, e disseram-lhe: Sabe, ó rei, que é lei dos medos e dos persas que nenhum edito ou decreto, que o rei estabeleça, se pode mudar.
Então o rei ordenou que trouxessem a Daniel, e lançaram-no na cova dos leões. E, falando o rei, disse a Daniel: O teu Deus, a quem tu continuamente serves, ele te livrará.
E foi trazida uma pedra e posta sobre a boca da cova; e o rei a selou com o seu anel e com o anel dos seus senhores, para que não se mudasse a sentença acerca de Daniel.
Então o rei se dirigiu para o seu palácio, e passou a noite em jejum, e não deixou trazer à sua presença instrumentos de música; e fugiu dele o sono.
Pela manhã, ao romper do dia, levantou-se o rei, e foi com pressa à cova dos leões.
E, chegando-se à cova, chamou por Daniel com voz triste; e disse o rei a Daniel: Daniel, servo do Deus vivo, dar-se-ia o caso que o teu Deus, a quem tu continuamente serves, tenha podido livrar-te dos leões?
Então Daniel falou ao rei: Ó rei, vive para sempre!
O meu Deus enviou o seu anjo, e fechou a boca dos leões, para que não me fizessem dano, porque foi achada em mim inocência diante dele; e também contra ti, ó rei, não tenho cometido delito algum.
Então o rei muito se alegrou em si mesmo, e mandou tirar a Daniel da cova. Assim foi tirado Daniel da cova, e nenhum dano se achou nele, porque crera no seu Deus.
E ordenou o rei, e foram trazidos aqueles homens que tinham acusado a Daniel, e foram lançados na cova dos leões, eles, seus filhos e suas mulheres; e ainda não tinham chegado ao fundo da cova quando os leões se apoderaram deles, e lhes esmigalharam todos os ossos.
Então o rei Dario escreveu a todos os povos, nações e línguas que moram em toda a terra: A paz vos seja multiplicada.
Da minha parte é feito um decreto, pelo qual em todo o domínio do meu reino os homens tremam e temam perante o Deus de Daniel; porque ele é o Deus vivo e que permanece para sempre, e o seu reino não se pode destruir, e o seu domínio durará até o fim.
Ele salva, livra, e opera sinais e maravilhas no céu e na terra; ele salvou e livrou Daniel do poder dos leões.
Este Daniel, pois, prosperou no reinado de Dario, e no reinado de Ciro, o persa.


Daniel 6:1-28


 ORAÇÃO DE AGRADECIMENTO A DEUS

  

Pai nosso, que estás nos céus, santificado seja o teu nome, venha o teu reino, seja feita a tua vontade, assim na terra, como no céu. Dá-nos cada dia o nosso pão cotidiano, e perdoa os nossos pecados, pois também nós perdoamos a qualquer que nos deve, e não nos conduzas em tentação, mas livro-nos do mal. DEUS eu te agradeço por tudo o que fizestes no dia de hoje, nos dias anteriores e o que tu farás daqui para frente, a mim, a minha casa, a meus parentes, a meus amigos e irmãos de fé, pela nossa vida e saúde, por tudo o que tu nos dá de comer, beber, vestir, calçar, andar, estudar, trabalhar, ir e vir, pela tua justiça, pela tua verdade e reputação, pelo dia, pelo sol, pela luz, pelas nuvens, pelas chuvas, pelas noites, pela lua, pelas estrelas, por vermos, ouvirmos, falarmos, pelos nossos paladares, olfatos e tatos, pelos montes, montanhas, planaltos e planícies, pelos lagos, rios e mares, pelas ervas, árvores e frutos, pelos animais terrestres e aquáticos e por tudo o mais que tu nos dá no dia a dia. Eu entrego em tuas mãos todos os meus inimigos, os da minha casa, parentes, amigos e irmãos de fé. Pai teu é o reino, teu é o poder e tua é toda a glória. Amém (que assim seja).


 CUIDADORA DE IDOSOS

danicris.louro39@gmail.com

 

Cuidado em domicílio

Cuidado em domícilio ou apoio domiciliário, por vezes descrita em seu termo em inglês, home care, é uma especialização na área da saúde com uma visão bem diferente da hospitalocêntrica: ao invés do paciente ir até o hospital ser tratado, os profissionais de saúde vão até sua casa tratá-lo.

Vantagens

  • O paciente é tratado fora do hospital e em contato com a família. Isso é bom, uma vez que o ambiente hospitalar, para muitos, não é confortável e causa estresse;
  • O paciente fica menos exposto aos riscos infectológicos existentes no âmbito hospitalar;
  • Melhora a "autonomia" do paciente;
  • Melhora a "privacidade" do paciente.
  • Diminui o custo do tratamento para o sistema de saúde.

Público alvo

Pacientes com patologias estáveis, quase sempre portadores de doenças crônicas, como doenças neurológicas degenerativas e músculo-esqueléticas usualmente são tratados por intermédio de cuidados paliativos em hospitais, hospices (termo em inglês) e cuidados em domicílio (home care em inglês). Entretanto o hospice ou o home care não podem ser vistos apenas como uma alternativa para pacientes crônicos ou idosos, devem ser vistos como alternativa para todas as idades e patologias, contanto que o paciente esteja clinicamente estável.

Cuidados dispensados aos pacientes domiciliares

O paciente recebe um tratamento similar ao dado em um hospital, com toda estrutura necessária para sua estabilidade no ambiente doméstico, como sonda, cateter, soro-terapia, oxigeno-terapia, dentre outros. É traçada uma rotina para o cuidado ao paciente envolvendo todas as suas necessidades básicas e avançadas. É um trabalho interdisciplinar e pode envolver médicos, enfermeiros, técnicos em enfermagem, psicólogos, fonoaudiólogos, nutricionistas, fisioterapeutas, dentre outros. Durante a assistência é eleito pela família um cuidador (que pode ser contratado ou escolhido entre seus familiares) para ser treinado no auxilio do paciente para suas atividades de vida diária como alimentação, banho, transporte, utilização do banheiro e etc...

Importância da Home Care

O aumento da expectativa de vida nos últimos anos tem acarretado para o Brasil uma população cada vez mais idosa. O problema não é envelhecer, mas envelhecer sem qualidade. O Brasil não está se desenvolvendo paralelamente à população e isto está causando uma população idosa e sem saúde. A superlotação dos serviços de saúde é consequencial, assim como os problemas previdenciários. A Home Care vem auxiliar no tratamento aos pacientes crônicos e estáveis, e um dos objetivos é tirar o paciente do hospital, sendo que ele pode ser tratado em casa. É menos custoso para o Serviço Público e menos incômodo para o paciente, que poderia passar meses ou anos num hospital, já que sua doença é crônica e/ou degenerativa.

Disponibilidade de Home Cares no Brasil

Apesar de todos esses benefícios, existem poucas home cares no Brasil, principalmente nas cidades do interior. Com isso, os pacientes enchem os hospitais, sendo que, na maioria das vezes, eles poderiam ser tratados em hospices ou em domicílio.

Mas existem três pontos que justificariam essa não disponibilidade de Home Cares no mercado:

  • Os cursos de especialização encontram-se apenas nas cidades de São Paulo, Rio de Janeiro, Porto Alegre e Belo Horizonte;
  • Existem poucos profissionais especializados na área;
  • É algo novo na área da saúde, inclusive com poucas referências bibliográficas.

Demência  danicris.louro39@gmail.com

Demência (do latim de: 'falta, diminuição + mens, genitivo mentis: 'mente') é a perda ou redução progressiva das capacidades cognitivas, de forma parcial ou completa, permanente ou momentânea e esporádica, suficientemente importante a ponto de provocar uma perda de autonomia do indivíduo.

Dentre as causas potencialmente reversíveis estão disfunções metabólicas, endócrinas e hidro eletrolíticas, quadros infecciosos, déficits nutricionais, distúrbios psiquiátricos, como a depressão (pseudodemência depressiva) e as doenças passíveis de tratamento neurocirúrgico, principalmente a hidrocefalia do idoso (hidrocefalia de pressão normal), hematoma subdural crônico, higroma e tumores cerebrais.

Tipicamente, essa alteração cognitiva provoca a incapacidade de realizar atividades da vida diária. Os déficits cognitivos podem afetar qualquer das funções cerebrais, particularmente as áreas da memória, a linguagem (afasia), a atenção, as habilidades visuo construtivas, as práxias e as funções executivas, como a resolução de problemas e a inibição de respostas. A demência pode afetar também a compreensão, a capacidade de identificar elementos de uso cotidiano, o tempo de reação e os traços da personalidade. Durante a evolução da doença, pode-se observar a perda de orientação espaço-temporal e de identidade. À medida que a doença avança, os dementes também podem apresentar traços psicóticos, depressivos e delírios ou alucinações.

Embora a alteração da memória possa, em poucos casos, não ser um sintoma inicialmente dominante, é alteração típica da atividade cognitiva nas demências - sobretudo para a mais frequente delas, ligada à doença de Alzheimer -, e sua presença é condição essencial para o diagnóstico.

A depender da origem etiológica, a demência pode ser reversível ou irreversível.

Prevalência

O envelhecimento da população leva a um aumento das doenças crônicas e degenerativas, acarretando um maior custo-paciente na área de saúde e a necessidade de inúmeras adaptações sociais, ambientais e econômicas. É provável que, em 2025, o Brasil se torne o 6º país com mais idosos no mundo. O número de vítimas de demências aumenta exponencialmente com a idade afetando apenas 1,1% dos idosos entre 65 e 70 anos e mais de 65% depois dos 100 anos. A média em São Paulo no ano de 1998 na população acima de 65 anos foi estimada em 7,1%. Porém, como é muito sub-diagnosticada, maior nas áreas rurais e com níveis educacionais mais baixos e tem aumentado muito nos últimos anos é provável que atualmente esteja por volta de 21,9% entre os maiores de 65 anos. A doença de Alzheimer, o tipo de demência mais comum, é mais comum em mulheres enquanto as demências vasculares, segundo tipo mais comum, são mais comuns em homens.

Os custos com demência no mundo passam de 600 bilhões, custo maior do que o de qualquer empresa do mundo. A estimativa da Alzheimer’s Disease International (ADI) é de que em 2010 havia 35,6 milhões de pessoas vivendo com demência no mundo. Este número deve subir para 65,7 milhões até 2030 e 115,4 milhões até 2050. No Brasil, estima-se que entre 70% e 94% dos pacientes com demência vivam em casa, subindo para 90 a 95% nas áreas rurais, média muito acima da dos países desenvolvidos que fica por volta de 66%.

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  280–300
  >300

A prevalência média de demência, acima dos 65 anos de idade, é de 2,2% na África, 5,5% na Ásia, 6,4% na América do Norte, 7,1% na América do Sul e 9,4% na Europa.

Tipos

A demência é um termo geral para várias doenças neurodegenerativas que afetam principalmente as pessoas da terceira idade. Todavia a expressão demência senil, embora ainda apareça na literatura, tende a cair em desuso. A maior parte do que se chamava demência pré-senil é de fato a doença de Alzheimer, que é a forma mais comum de demência neurodegenerativa em pessoas de idade. Embora existam casos raros diagnosticados de pessoas na faixa de idade que vai dos 17 anos aos 50 anos e a prevalência na faixa etária de 60 aos 65 anos esteja abaixo de 1%, a partir dos 65 anos ela praticamente duplica a cada cinco anos. Depois dos 85 anos de idade, atinge 30 a 40% da população.

Segundo a Organização Mundial da Saúde a exposição aos disruptores endócrinos poderá desencadear a doença de Alzheimer.

A demência pode ser descrita como um quadro clínico de declínio geral na cognição como também de prejuízo progressivo funcional, social e profissional. As demências mais comuns são:

No dicionário internacional de doenças outras demências são classificadas como:

CID 10 - F02.0 Demência da doença de Pick
CID 10 - F02.1 Demência na doença de Creutzfeldt-Jakob
CID 10 - F02.2 Demência na doença de Huntington
CID 10 - F02.3 Demência na doença de Parkinson
CID 10 - F02.4 Demência na doença pelo vírus da imunodeficiência humana (HIV)

Esses diagnósticos não são exclusivos sendo possível, por exemplo, a existência de Alzheimer simultaneamente com uma demência vascular. Outras classificações incluem a demência na Síndrome de Korsakoff.

Demência reversiva

Há fatores que podem causar demência e que podem ser revertidos. 

  • O uso de drogas
  • Depressão
  • Hipotiroidismo, encefalite de Hashimoto
  • Perda progressiva de visão e audição
  • Infecções , SIDA, sífilis
  • Deficiência de vitamina b12, ácido fólico: anemia.
  • Tumores, hidrocefalia
  • Reações tóxicas a medicamentos: antidepressivos, antihistaminicos, anticonvulsivos, corticosteroides, sedativos, antiparkinsonianos, anticonvulsivos, antiansiolíticos 

Tratamento integrativo

Um tratamento integrativo foi proposto em um estudo  cuja amostra foi formada por 35 pacientes (20 do sexo masculino, 15 do feminino) com uma idade média de 71,05 anos, diagnosticados com demência moderada e depressão. O tratamento proposto pelos autores incluiu: antidepressivos (sertralina, citalopram ou venlafaxina XR, apenas ou em combinação com bupropiona XR), inibidores de colinesterase (donepezil, rivastigmine ou galantamine), como também vitaminas e suplementos (multivitaminas, vitamina E, ácido alfa lipóico, omega-3 e coenzima Q-10). As pessoas participantes do estudo foram encorajadas a modificar a sua dieta e estilo de vida bem como a executarem exercícios físicos moderados. Os resultados do estudo demonstraram que a abordagem integrativa não apenas diminuiu o declínio cognitivo em 24 meses, mas até mesmo melhorou a cognição, especialmente a memória e as funções executivas (planejamento e pensamento abstrato).

Medicamentos

Atualmente, o principal tratamento oferecido para as demências baseia-se nas medicações inibidoras da colinesterase (donepezil, rivastigmina ou galantamina), que oferecem relativa ajuda na perda cognitiva, característica das demências, porém, com uma melhora muito pequena. Nesse sentido, a melhora das funções cognitivas verificadas no estudo avaliado não pode ser relacionada apenas a esse tipo de medicação.

Embora os pacientes do estudo avaliado evidenciassem um quadro de demência moderada e depressão, pesquisa de Kessing et al. (no prelo) demonstrou que o uso de antidepressivos em longo prazo, em pessoas com demência sem um quadro de depressão, diminuiu a taxa de demência e minimizou as perdas cognitivas associadas, sem, no entanto, ter reduzido tais perdas totalmente. Esse estudo também identificou que os antidepressivos utilizados em curto prazo geraram mais prejuízos às funções cognitivas em pessoas com demência. Portanto, apenas o uso de antidepressivos em longo prazo foi que surtiu um efeito protetivo.

Desse modo, podemos considerar que os antidepressivos usados em longo prazo, além de tratarem os quadros de depressão, que podem estar associados aos quadros de demência, são benéficos para o tratamento desta patologia. Alguns estudos revelaram que os antidepressivos podem ter efeitos neuroprotetivos, aumentando o nascimento e permitindo a sobrevivência de neurônios nas zonas do hipocampo (parte do cérebro relacionada principalmente à memória). Contudo, o uso apenas de antidepressivos não é suficiente para uma melhora acentuada das perdas cognitivas da demência.

Memória Reconstrutiva

Um estudo publicado no "Journal of Experimental Psychology: Learning, Memory and Cognition" conclui que os declínios que se verificam na memória reconstrutiva são indicio de um comprometimento cognitivo leve e de demência de Alzheimer, e não se verificam no envelhecimento saudável. "A memória reconstrutiva é muito estável em indivíduos saudáveis​​, de modo que um declínio neste tipo de memória é um indicador de comprometimento neurocognitivo" revela Valerie Reyna.

Exercícios Mentais

O exercício mental tem um papel fundamental na preservação de uma boa saúde mental. Os exercícios deverão ser variados, com um certo grau de complexidade, ensinar algo de novo e devem ser agradáveis e feitos com regularidade. Deve-se treinar o calculo mental, ler em voz alta, aprender uma língua nova e treinar as imagens mentais (imagery), e também treinar os sentidos: da audição da visão e do cheiro. A perda da sensibilidade do cheiro, relacionada com o primeiro nervo craniano, é uma dos primeiras capacidades a serem infectados pela demência. Um estudo do Wellcome Trust Centre for Neuroimaging do UCL demonstrou que o treino intensivo de aprendizado levado a cabo pelos taxistas de Londres para obterem o certificado de motorista de táxi altera a estrutura do cérebro aumentando o volume da matéria cinzenta na área do hipocampo posterior. O estudo revela que o cérebro mantém a plasticidade mesmo em adulto e o treino mental intenso é fundamental para a criação de novos neurônios.

Videogames

  • Jogos multi-tarefa

Uma pesquisa, publicada na revista Nature, revela que pessoas idosas com dificuldades cognitivas podem treinar a mente e melhorar a atenção ( o foco de longo prazo) e a memória de curto prazo. Os neurocientistas revelam que alguns dos idosos de 80 anos que participaram da pesquisa conseguiram melhorar o seu desempenho e apresentar um padrão neurológico igual ao de um jovem de 20 anos. O treino com o jogo multi-tarefa, Neuro Racer, um jogo muito simples, desenvolvido por uma equipa da Universidade da Califórnia permitiu ainda registrar a alteração que se processa ao nível das ondas cerebrais.

  • Jogos de estratégia

Um outro estudo da UCL e Queen Mary University of London, usando o jogo StarCraft, também revela que após várias horas de treino há uma melhoria na flexibilidade cognitiva.  O Jogo Halo também foi objeto de estudo, e revela que é capaz de melhorar a capacidade de decisão ao torná-la mais rápida.

  • Tiro em primeira pessoa

Um estudo da universidade dos Países Baixos indica que os jogos de Tiro em primeira pessoa melhoram a memoria de curto prazo e a agilidade mental.

Há ainda a possibilidade do habito de jogar determinados tipos de jogos melhorar o bem estar e diminuir a possibilidade de ter depressão.

Segundo o Dr Adam Gazzaley "Isso confirma nossa compreensão de que os cérebros de adultos mais velhos, como os dos jovens, são 'plásticos' - o cérebro pode mudar em resposta ao treinamento focado" 

Um estudo revelou que jogar o jogo “Super Mario 64” provocava aumento nas regiões do cérebro responsáveis ​​pela orientação espacial, pela formação da memória e planejamento estratégico, bem como uma melhoria das capacidades motoras finas das mãos.

Jogar jogos diferentes, cada jogo focado no desenvolvimento específico de uma capacidade cognitiva distinta, e não apenas um só tipo de jogo, treina e desenvolve um leque mais vasto de capacidades cognitivas.

Exercícios físicos

Caminhada dos idosos promovido pela Secretaria de Saúde e Meio Ambiente em 2008

Em questão aos exercícios físicos, segundo Pérez e Carral (2008), estes apresentam um potencial de melhorar a plasticidade do cérebro, reduzindo as perdas cognitivas ou minimizando o curso progressivo da demência. A importância dos exercícios físicos no tratamento da demência pode ser apoiada por outros estudos.

O levantamento de pesos, comparado com outros exercícios revelou melhores resultados embora um conjunto de exercícios envolvendo levantamento de pesos, aeróbica e equilíbrio tivesse melhorado as capacidades linguísticas.

Alimentação

Uma dieta funcional e exercícios físicos associados também demonstraram serem protetivos contra o desenvolvimento da demência ou para diminuir o curso progressivo dessa patologia. Não obstante, pessoas com tendência a demência que utilizaram vitaminas antioxidantes (vitaminas C e E, por exemplo) apresentaram menor perda cognitiva que pessoas que não utilizaram tal recurso. 

A deficiência de vitamina D está associada a um risco significativamente maior do desenvolvimento de demências incluindo a doença de Alzheimer.

Ademais, Shatenstein e identificaram que pessoas com demência tenderam a ter uma alimentação mais pobre em macronutrientes, cálcio, ferro, zinco, vitamina K,vitamina A e ácidos gordurosos, o que pode acentuar o curso degenerativo da doença. Aspecto que justifica a administração de suplementos alimentares para essa população, devido à dificuldade de se alimentar, um dos sintomas que tendem a fazer parte do quadro de demência.

Em relação ao ácido alfalipóico e à coenzima Q10, potentes antioxidantes cerebrais, ou seja, redutores dos radicais livres, existem evidências em estudos que essas substâncias também contribuem significativamente para a redução da progressão das perdas cognitivas em pessoas com demência, além de serem agentes protetivos. Tais substâncias são produzidas naturalmente pelo organismo, mas essa produção tende a reduzir-se com a idade.

Comportamentos saudáveis

Metade das demências podem ser prevenidas ou pelo menos adiadas mantendo uma vida social, intelectual e profissional ativa

Uma vida com compromissos e ativa também revelou melhorar as perdas cognitivas em demências mais moderadas. O uso do fumo também pode vulnerabilizar as pessoas para a demência. Desse modo, a mudança do estilo de vida é um fator fundamental para minimizar o curso das perdas evidenciadas na demência.

Portanto, podemos observar que, no estudo de Bragin et al. (2005), foram utilizados como tratamento da demência vários recursos disponíveis para tanto. Ocorreu uma melhora significativa em funções cognitivas importantes, prejudicadas pela demência moderada.

Assim, o diagnóstico precoce da demência é um aspecto importante para que os tratamentos existentes possam diminuir a progressão das perdas cognitivas, funcionais, sociais e profissionais em pessoas com essa patologia. Conforme demonstrou o estudo de Bragin et al. (2005), o tratamento deve ser integrativo, envolvendo uma equipe multidiscliplinar, com medicações específicas e suplementação alimentar, além de uma mudança do estilo de vida que inclui exercícios físicos moderados, cessação do uso do fumo, uma alimentação adequada e uma vida com o máximo possível de atividades.

Uma abordagem integrativa pode reduzir o curso das perdas cognitivas da demência, porém, ainda não existem tratamentos que possam "curar" integralmente essa patologia. Assim, a prevenção ao longo da vida é o melhor recurso existente. É importante durante a vida manter uma alimentação saudável e exercícios físicos regulares; bem como, na aposentadoria, torna-se imprescindível manter um estilo de vida ativo.

Psicoterapia

É frequente a comorbidade entre depressão, transtornos de ansiedade, distúrbios comportamentais e transtornos delirantes e demências, por isso é importante o acompanhamento psicológico regular. Esse acompanhamento inclui os familiares pois a demência causa grande impacto nos cuidadores, especialmente na família nuclear, os deixando vulneráveis a transtornos psicológicos como síndrome de burnout (exaustão física e psicológica). São necessárias mais políticas públicas de apoio aos cuidadores pois, quando exaustos, tendem a colocar os idosos em asilos aumentando seriamente as despesas do governo.

Programa governamental no Brasil

O Ministério da Saúde brasileiro em parceria com o Ministério da Educação, a partir do decreto presidencial nº 6.286, de 5 de dezembro de 2007, vem desenvolvendo o programa Saúde na Escola com a visão de que os cuidados com a saúde começam na infância. Nesse programa, estão inclusos os cuidados com a alimentação e com os exercícios físicos regulares. O Ministério da Saúde é responsável pelo repasse de verbas às escolas locais; e o Ministério da Educação, pelos materiais educativos.

Essas ações governamentais são de especial importância, tendo em vista que a saúde é um recurso a ser preservado ao longo da vida para redundar em uma posteridade mais saudável. Contudo, acreditamos que tanto as esferas públicas como as privadas devem se engajar em programas preventivos e de saúde integral em prol da população. Os investimentos nesses programas serão bem menores que os custos financeiros com o tratamento da demência na terceira idade, já que essa patologia, com as perdas progressivas respectivas, acompanham as pessoas por mais de uma década de vida (MANCKOUNDIA e PFITZENMEYER, 2008). Nesse sentido, tais programas devem educar as pessoas em todas as faixas etárias, especialmente na infância; bem como as pessoas que estão ingressando na terceira idade devem ser alertadas para a necessidade de manterem um estilo de vida saudável.

Todos os países da UE têm regras para alimentação saudável nas escolas, embora o objetivo nao seja prevenir a demência, e nem sequer se cogita prevenir a demência numa idade tão precoce, mas melhorar a saúde, o desenvolvimento e o aproveitamento escolar das crianças.

Demência e oligofrenia

A oligofrenia ou retardo mental é o déficit da capacidade mental em que a morbidez ocorre antes do desenvolvimento completo do sistema nervoso central.

Dada esta diferenciação Esquirol dizia que o oligofrênico é o pobre que sempre o foi, ao passo em que o demente constitui-se no rico que empobreceu.


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 Nós somos a Conservação Internacional.

 Somos uma organização brasileira sem fins lucrativos, que promove o bem-estar humano, fortalecendo a sociedade no cuidado responsável e sustentável para com a natureza.

 Porque precisamos da natureza para prosperar. 

 Nosso trabalho

 Promovemos sociedades saudáveis e sustentáveis e o bem-estar humano através de nossos três eixos centrais:

 CAPITAL NATURAL

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Base para a existência e prosperidade

As pessoas precisam da natureza para prosperar. Proteger as regiões naturais críticas para o equilíbrio dos ecossistemas, restaurar as áreas degradadas essenciais para os serviços ambientais, criar e implementar mecanismos eficientes de proteção e gestão dos recursos naturais são eixos centrais da nossa estratégia e base para a promoção do bem-estar humano duradouro.

TERRITÓRIOS PRIORITÁRIOS

PRODUÇÃO SUSTENTÁVEL
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Produzindo e conservando riquezas


Garantir que o uso econômico dos recursos naturais aconteça sem destruir a capacidade dos nossos ecossistemas de prover os serviços fundamentais ao bem-estar humano é um dos maiores desafios da atualidade. Para que a produção seja efetivamente sustentável, precisamos de muita inovação tecnológica, parcerias estratégicas e políticas públicas inteligentes.

NOSSAS INICIATIVAS

GOVERNANÇA
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Participação, transparência e políticas públicas

A proteção da natureza e a produção sustentável somente podem ocorrer efetivamente em um ambiente institucional adequado, onde haja a adequada participação social em processos decisórios transparentes. Para isso, apoiar a existência de fóruns apropriados e a construção de capacidades locais é parte integral de nossa estratégia.

TEMAS PRIORITÁRIOS

Nossa abordagem​

Nossa abordagem envolve o desenvolvimento de inovações de base científica para solução de problemas do mundo real e a realização de demonstrações de campo da efetividade dessas inovações.

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INÍCIOS DAS VIDAS NO PLANETA TERRA

 

Gênesis – Capítulo 1

 

1 No princípio criou Deus os céus e a terra.   

2 A terra era sem forma e vazia; e havia trevas sobre a face do abismo, mas o Espírito de Deus pairava sobre a face das águas.   

3 Disse Deus: haja luz. E houve luz.   

4 Viu Deus que a luz era boa; e fez separação entre a luz e as trevas.   

5 E Deus chamou à luz dia, e às trevas noite. E foi a tarde e a manhã, o dia primeiro. 

Neste período DEUS iniciou a dar condições ao planeta terra, para que fosse habitada pelos seres viventes, pois a luz e o calor são essenciais a vida dos animais e vegetais, tanto terrestres como aquáticos;

6 E disse Deus: haja um firmamento no meio das águas, e haja separação entre águas e águas.   

7 Fez, pois, Deus o firmamento, e separou as águas que estavam debaixo do firmamento das que estavam por cima do firmamento. E assim foi.   

8 Chamou Deus ao firmamento céu. E foi a tarde e a manhã, o dia segundo. 

Neste período DEUS fez o espaço onde se situa a atmosfera terrestre, entendemos que este enorme espaço haja se formado pelo peso atômico dos gases;

9 E disse Deus: Ajuntem-se num só lugar as águas que estão debaixo do céu, e apareça o elemento seco. E assim foi.   

10 Chamou Deus ao elemento seco terra, e ao ajuntamento das águas mares. E viu Deus que isso era bom.   

Neste período DEUS fez aparecer a parte seca, para a vida de todos as animais terrestres; 

11 E disse Deus: Produza a terra relva, ervas que deem semente, e árvores frutíferas que, segundo as suas espécies, deem fruto que tenha em si a sua semente, sobre a terra. E assim foi.   

12 A terra, pois, produziu relva, ervas que davam semente segundo as suas espécies, e árvores que davam fruto que tinha em si a sua semente, segundo as suas espécies. E viu Deus que isso era bom.   

13 E foi a tarde e a manhã, o dia terceiro.   

Neste período DEUS fez as ervas e árvores para o alimento dos animais que havia criado, principalmente os terrestres.

14 E disse Deus: haja luminares no firmamento do céu, para fazerem separação entre o dia e a noite; sejam eles para sinais e para estações, e para dias e anos;   

15 e sirvam de luminares no firmamento do céu, para alumiar a terra. E assim foi.   

16 Deus, pois, fez os dois grandes luminares: o luminar maior para governar o dia, e o luminar menor para governar a noite; fez também as estrelas.   

17 E Deus os pôs no firmamento do céu para alumiar a terra,   

18 para governar o dia e a noite, e para fazer separação entre a luz e as trevas. E viu Deus que isso era bom.   

19 E foi a tarde e a manhã, o dia quarto. 

Neste período DEUS fez os luminares e a separação do dia e a noite, bem como as estações do ano;  

20 E disse Deus: Produzam as águas cardumes de seres viventes; e voem as aves acima da terra no firmamento do céu.   

21 Criou, pois, Deus os monstros marinhos, e todos os seres viventes que se arrastavam, os quais as águas produziram abundantemente segundo as suas espécies; e toda ave que voa, segundo a sua espécie. E viu Deus que isso era bom.   

22 Então Deus os abençoou, dizendo: Frutificai e multiplicai-vos, e enchei as águas dos mares; e multipliquem-se as aves sobre a terra.   

23 E foi a tarde e a manhã, o dia quinto. 

Neste período DEUS criou os animais aquáticos e as aves; 

24 E disse Deus: Produza a terra seres viventes segundo as suas espécies: animais domésticos, répteis, e animais selvagens segundo as suas espécies. E assim foi.   

25 Deus, pois, fez os animais selvagens segundo as suas espécies, e os animais domésticos segundo as suas espécies, e todos os répteis da terra segundo as suas espécies. E viu Deus que isso era bom.

Neste período DEUS criou todos os animais terrestres;   

26 E disse Deus: Façamos o homem à nossa imagem, conforme a nossa semelhança; domine ele sobre os peixes do mar, sobre as aves do céu, sobre os animais domésticos, e sobre toda a terra, e sobre todo réptil que se arrasta sobre a terra.   

27 Criou, pois, Deus o homem à sua imagem; à imagem de Deus o criou; homem e mulher os criou. 

28 Então Deus os abençoou e lhes disse: Frutificai e multiplicai-vos; enchei a terra e sujeitai-a; dominai sobre os peixes do mar, sobre as aves do céu e sobre todos os animais que se arrastam sobre a terra.

Neste período DEUS criou os espíritos do homem e da mulher, a sua imagem e semelhança;  

29 Disse-lhes mais: Eis que vos tenho dado todas as ervas que produzem semente, as quais se acham sobre a face de toda a terra, bem como todas as árvores em que há fruto que dê semente; ser-vos-ão para mantimento.   

30 E a todos os animais da terra, a todas as aves do céu e a todo ser vivente que se arrasta sobre a terra, tenho dado todas as ervas verdes como mantimento. E assim foi.   

31 E viu Deus tudo quanto fizera, e eis que era muito bom. E foi a tarde e a manhã, o dia sexto. 

Neste período DEUS fez a sua primeira promessa ao espírito do homem e da mulher;  

 

Gênesis – Capítulo 2

 

1 Assim foram acabados os céus e a terra, com todo o seu exército. 

Neste período após ter acabado as condições de sobrevivência do homem e da mulher na Terra, criou o seu exército espiritual;  

2 Ora, havendo Deus completado no dia sétimo a obra que tinha feito, descansou nesse dia de toda a obra que fizera.   

3 Abençoou Deus o sétimo dia, e o santificou; porque nele descansou de toda a sua obra que criara e fizera.   

4 Eis as origens dos céus e da terra, quando foram criados. No dia em que o Senhor Deus fez a terra e os céus   

5 não havia ainda nenhuma planta do campo na terra, pois nenhuma erva do campo tinha ainda brotado; porque o Senhor Deus não tinha feito chover sobre a terra, nem havia homem para lavrar a terra.   

6 Um vapor, porém, subia da terra, e regava toda a face da terra. 

Neste período DEUS provocou a evaporação da água, formando realmente a atmosfera terrestre, onde se iniciou a vida de tudo o que havia criado anteriormente. Existe 1 período a ser considerado:  O período pré-histórico, onde viveram animais enormes e inclusive espécies parecidas com o homem, porem irracionais. É importante frisar que animais criados que não serviam para conviver com os seres humanos foram eliminado por DEUS, e a nossa Ciência nos esclarece da existência de tais;  

7 E formou o Senhor Deus o homem do pó da terra, e soprou-lhe nas narinas o fôlego da vida; e o homem tornou-se alma vivente. 

Neste período DEUS criou o homem racional e completo, quando em suas narinas lhe soprou o espírito. O espírito é o intelecto do ser humano e parte da vida, cuja não existiria sem o mesmo;  

8 Então plantou o Senhor Deus um jardim, da banda do oriente, no Éden; e pôs ali o homem que tinha formado.   

9 E o Senhor Deus fez brotar da terra toda qualidade de árvores agradáveis à vista e boas para comida, bem como a árvore da vida no meio do jardim, e a árvore do conhecimento do bem e do mal.   

10 E saía um rio do Éden para regar o jardim; e dali se dividia e se tornava em quatro braços.   

11 O nome do primeiro é Pisom: este é o que rodeia toda a terra de Havilá, onde há ouro;   

12 e o ouro dessa terra é bom: ali há obdélio, e a pedra de berilo.   

13 O nome do segundo rio é Giom: este é o que rodeia toda a terra de Cuche.   

14 O nome do terceiro rio é Tigre: este é o que corre pelo oriente da Assíria. E o quarto rio é o Eufrates.   

15 Tomou, pois, o Senhor Deus o homem, e o pôs no jardim do Édem para o lavrar e guardar.   

16 Ordenou o Senhor Deus ao homem, dizendo: De toda árvore do jardim podes comer livremente;   

17 mas da árvore do conhecimento do bem e do mal, dessa não comerás; porque no dia em que dela comeres, certamente morrerás.   

18 Disse mais o Senhor Deus: Não é bom que o homem esteja só; far-lhe-ei uma ajudadora que lhe seja idônea.   

19 Da terra formou, pois, o Senhor Deus todos os animais o campo e todas as aves do céu, e os trouxe ao homem, para ver como lhes chamaria; e tudo o que o homem chamou a todo ser vivente, isso foi o seu nome.   

20 Assim o homem deu nomes a todos os animais domésticos, às aves do céu e a todos os animais do campo; mas para o homem não se achava ajudadora idônea.   

21 Então o Senhor Deus fez cair um sono pesado sobre o homem, e este adormeceu; tomou-lhe, então, uma das costelas, e fechou a carne em seu lugar;   

22 e da costela que o senhor Deus lhe tomara, formou a mulher e a trouxe ao homem. 

Neste período DEUS iniciou a criação humana, formando a mulher também com o espírito, pois o referido espírito é o intelecto do ser humano e parte da sua vida, cuja não existiria sem o mesmo;     

23 Então disse o homem: Esta é agora osso dos meus ossos, e carne da minha carne; ela será chamada varoa, porquanto do varão foi tomada.   

24 Portanto deixará o homem a seu pai e a sua mãe, e unir-se-á à sua mulher, e serão uma só carne.   

25 E ambos estavam nus, o homem e sua mulher; e não se envergonhavam.