Terá sido expulso um planeta gigante do Sistema Solar?

Olá Nuno,

desculpa a demora, estive uns dias em Nibiru 😉

Vou tentar responder às tuas perguntas.

1. Porque é que o Sol tem uma velocidade de rotação tão baixa ?

Nas estrelas (na sequência principal) de tipo espectral F tardio, G, K e M o transporte de energia do seu interior para a superfície é feito em parte por convecção do plasma. No Sol isto acontece nos últimos 30% do seu raio. Para estrelas de tipo K a camada de convecção estende-se ainda mais para o centro até que as estrelas de tipo M menos maciças são completamente convectivas. A existência de convecção nas camadas exteriores da estrela gera campos magnéticos intensos que interagem com o vento estelar (electrões, protões, iões emitidos da superfície da estrela) e provocam a perda gradual de momento angular pela estrela. Como a estrela mantém a mesma massa e raio, a perda do momento angular (= massa x raio x vel. rotação), reflete-se numa diminuição da velocidade de rotação.

Estrelas com tipo espectral F, A, B e O, a convecção não existe nas camadas exteriores pelo que este mecanismo de travagem não funciona. É entre estas estrelas que se encontram as com maior velocidade de rotação, por exemplo:

http://en.wikipedia.org/wiki/Achernar

http://en.wikipedia.org/wiki/Vega

http://en.wikipedia.org/wiki/Regulus

2. Como se pode determinar a idade das estrelas ?

A datação de estrelas por determinação das abundâncias de Urânio e Tório é muito rara. Há muito poucas estrelas para as quais tal medição foi feita e tal é extremamente difícil. Ambos os elementos são muito raros no Universo. A determinação da idade de um estrela é um problema complexo e os métodos actuais normalmente têm margens de erro muito elevadas. A técnica mais promissora é talvez a astrosismologia. A ideia é observar o brilho da estrela com extrema precisão (e.g. como o Kepler no espaço). As pequenas flutuações de brilho são provocadas por movimentos na superfície da estrela devidos a ondas “sismicas” resultantes do movimento de material no interior da estrela e a sua frequência depende fortemente da estrutura interna da estrela, em particular da sua densidade e portanto massa e raio. O estudo destas oscilações permite determinar a estrutura interna da estrela com precisão e portanto o seu estágio evolutivo. A idade é então deduzida com base em modelos teóricos. Há outros métodos, por exemplo baseados na rotação das estrelas, mas estão ainda a produzir os primeiros resultados.

Espero que ajude.

Ab.

Luis

Olá,

é possível teres uma ideia muito aproximada apenas. Por exemplo, imagina que tens uma estrela de tipo espectral M, i.e. vermelha. Essa estrela pode ser uma anã na sequência principal. No entanto, estas estrelas podem passar várias centenas de milhares de milhões de anos (isso, não me enganei) na sequência principal. Um estudo do espectro não te permite determinar com precisão a sua idade. Pode ser uma anã vermelha formada há 100 milhões de anos ou uma formada há 100 mil milhões de anos.

Pode ser ainda que a estrela de tipo M que estamos a considerar não seja uma anã mas sim uma estrela gigante vermelha (isto consegues perceber no espectro, há variações subtis nas linhas espectrais que te permitem distinguir anãs de gigantes). Estas estrelas gigantes correspondem a fases evolutivas de estrelas mais maciças e que por isso têm vidas muito mais curtas que as anãs vermelhas.

Tanta diversidade nas idades e no entanto estamos a falar de estrelas com o mesmo espectro.

O espectro das estrelas é determinado pela sua temperatura superficial e não pela sua idade. O que provavelmente tens em mente é o tempo de permanência na sequência principal (fase mais longa da vida das estrelas em que estas realizam a fusão do hidrogénio em hélio). As estrelas azuis, mais maciças e mais luminosas, passam por esta fase muito mais rapidamente que as estrelas vermelhas, menos maciças e menos luminosas. Na sequência principal o parâmetro que determina quase por completo as características da estrela (incluindo temperatura/espectro, luminosidade e tamanho) é a sua massa inicial.

😉