Série Como Fazer - Foto Dividindo Texto - Uso de CSS Capítulo 2

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Antes de ler este tópico leia o anterior: CSS Capítulo 1

Para termos esta diagramação o código CSS teve inserido o parametro float, e seria:

.nabble .fotoright {
	float: right;
	background-color: #ddddee;
	width: 355px;
	text-align: justify;
	font-size: 0.7em;
	margin: 0px 2em 5px 1em;
	padding: 10px 10px 5px 10px;
	border: 1px solid #000080;
}

E usando sem arquivo CSS, veja onde o posicionamos:

... energia térmica do núcleo – em outras palavras, ela tende a esfriar o núcleo e portanto reduzir a pressão.

<p style="float: right;
	background-color: #ddddee;
	width: 355px;
	text-align: justify;
	font-size: 0.7em;
	margin: 0px 2em 5px 1em;
	padding: 10px 10px 5px 10px;
	border: 1px solid #000080;"><nabble_img src="foto7.jpg" border="0"  class="center"/><br>
<b>Figura 21.6:</b> Uma supernova chamada SN19872 (indicado pela seta) esteve explodindo próxima desta nebulosa (30 Dourados)
 no momento em que a fotografia da direita foi feita. A fotografia da esquerda é a aparência normal do campo estelar.
 (Ver sub-artigo 21.2 no final desta tradução)</p>

<p style="text-align: justify; padding: 0px 1em 0px 0px ;">Enquanto nuclei são destruídos, o núcleo da estrela se torna menos capaz de suportar a si mesmo
 com relação a sua própria gravidade, e o colapso se acelera. 

Usamos também style no tag de parágrafo para ter o texto justificado e distanciado da margem direita da página.

E temos a seguinte diagramação:

COLAPSO DO NÚCLEO DE FERRO

Uma vez que o núcleo mais interior começa a mudar para ferro, nossa estrela massiva está em problema. Fusão nuclear envolvendo ferro não produz energia – nuclei ferro são tão compactos que energia não pode ser extraída combinando-os em elementos mais pesados. Em efeito, ferro joga regras de extintores de incêndio, amortecendo o inferno no núcleo estelar. Com o aparecimento de substancial quantidade de ferro, o fogo central cessa pela ultima vez, e a manutenção interna da estrela começa a diminuir. A base da estrela é destruída, e seu equilíbrio se desfaz para sempre. Mesmo que a temperatura no núcleo de ferro tenha alcançado diversos bilhões kelvins por este estágio, a enorme chamada gravitacional de material para dentro (inward gravitational pull of matter) assegura catástrofe em futuro bem próximo. A gravidade esmaga a pressão do gás quente, e a estrela implode, caindo para dentro de si mesma.

A temperatura do núcleo sobe para aproximadamente 10 bilhões K. Nestas temperaturas, fótons individuais, de acordo com a lei de Wien, têm imensa alta energia. Eles são energéticos suficiente para dividir o ferro em nuclei mais leves e, à sua vez, quebrar aqueles núcleos mais leves em partes até que somente prótons e neutros sejam remanescentes. Este processo é conhecido como Fotodesintegração de elementos pesados no núcleo. Em menos que um segundo, o núcleo colapsante desfaz todos os efeitos da fusão nuclear que ocorrera durante os 10 milhões de anos anteriores ! Mas para fragmentar o ferro e nuclei mais leves em peças menores requer uma grande quantidade de energia. Após tudo, esta fragmentação é justamente o oposto das reações de fusão que geraram a energia da estrela durante tempos anteriores. O processo de Fotodesintegração absorve um pouco da energia térmica do núcleo – em outras palavras, ela tende a esfriar o núcleo e portanto reduzir a pressão.

Figura 21.6: Uma supernova chamada SN19872 (indicado pela seta) esteve explodindo próxima desta nebulosa (30 Dourados) no momento em que a fotografia da direita foi feita. A fotografia da esquerda é a aparência normal do campo estelar. (Ver sub-artigo 21.2 no final desta tradução)

Enquanto nuclei são destruídos, o núcleo da estrela se torna menos capaz de suportar a si mesmo com relação a sua própria gravidade, e o colapso se acelera.

Agora o núcleo consiste inteiramente de partículas elementares simples – elétrons, prótons, nêutrons, e fótons – em enorme alta densidade, e ainda encolhendo. Como a densidade do núcleo continua a aumentar, os prótons e elétrons são esmagados juntos, formando nêutrons e neutrinos:

p + e → nêutron + neutrino

Este processo é algumas vezes chamado de neutronização do núcleo. Relembremos nossa discussão no Capítulo 16 que o neutrino é uma partícula extremamente elusiva que dificilmente interage em geral com matéria (elusive particle that interacts hardly ata all with matter). Mesmo que a densidade central por este momento possa ter alcaçado 10^12 kg/ m 3 ou mais, a maioria dos neutrinos produzidos pela neutronização passa através do núcleo como se ele não estivesse lá. Eles escapam para o espaço, carregando para fora energia com eles.

O desaparecimento de elétrons e a escape de neutrinos tornam as coisas piores para a estabilidade do núcleo. Não há nada agora para prevenir do colapso até o ponto no qual nêutrons acabam por contatar uns aos outros, na incrível densidade por volta de 10^15 kg/m3 . Neste ponto, os nêutrons no núcleo encolhido jogam uma regra similar em muitas formas semelhante aos elétrons em uma anã branca. Quando separados, eles oferecem pouca resistência à compressão, mas quando trazidos para contato, eles produzem enorme pressão que se opõe fortemente a um maior colapso gravitacional. Esta pressão de degeneração de nêutron, idêntica à pressão de degeneração de elétrons que opera nas gigantes vermelhas e anãs brancas (veja Capítulo 20), finalmente começa a diminuir o colapso. Com o tempo o colapso é na verdade suspenso, entretanto, o núcleo ultrapassou o seu ponto de equilíbrio, e pode acalçar densidades tão altas quanto 10^17 ou 10^18 kg/m3 antes de inverter a situação e começar a re-expandir-se . Como uma bola em alta velocidade batendo em uma parede, o núcleo se torna comprimido, para, e ricocheteia – como uma vingança !

Os eventos que descrevemos não duram muito. Somente por volta de um segundo desde o começo do colapso até o salto em densidades nucleares. Neste ponto, a inversão acima descrita acontece. Uma enormemente energética onda de choque varre através da estrela em alta velocidade, arruinando todas as camadas envolventes – incluindo a de elementos pesados no lado externo do núcleo interno ferro – para o espaço. Embora os detalhes de como o choque alcança a superfície e destrói a estrela ainda é incerto, o resultado final não. A estrela explode, em uma maneira vastamente mais violenta que a expulsão de matéria na forma de uma nebulosa planetária que marca o fim de uma estrela de pouca massa. A explosão é uma dos mais energéticos eventos conhecidos no universo (veja figura 21.6). Por um período de poucos dias, a estrela em explosão pode rivalizar em brilho as trilhões de estrelas da galáxia em que ela reside. Esta espetacular morte de uma estrela de alta massa é conhecida como Supernova por colapso de núcleo (core-collapse supernova).

O autor não pertence a equipe da Nabble.
As informações e códigos constante deste tutorial foram obtidas no support forum da Nabble em ingles.
O objetivo é dar oportunidade de quem tem dificuldade com a lingua inglesa de usar alguns recursos permitidos e fornecidos pela Nabble.
Alguns códigos não poderão ser postados diretamente por serem muito extensos, trabalhoso e exigir postagens de imagem, mas o link para eles estarão disponíveis. jsmoraes