1- As estrelas
e os planetas são formados de maneira distinta?
Planeta (em oposição à estrela) é um corpo
em cujo interior as condições de temperatura e pressão
não são suficientes para sustentar, de forma continuada,
as reações de fusão nuclear responsáveis pela
luz das estrelas. Como a temperatura e pressão internas dependem
basicamente da massa total do corpo, este é o parâmetro que
determina qual tipo de objeto, se estrela ou planeta, ele se tornará.
Assim, corpos que durante sua formação consigam acumular
uma massa maior que 0.08 massas Solares (~80 massas de Júpiter)
se tornam estrelas, enquanto aqueles que não conseguem crescer
além de umas 13 massas de Júpiter se tornam planetas. Entre
estes dois limites estão objetos conhecidos como anãs marrons,
limítrofes entre os planetas gigantes e as estrelas de menor massa,
os quais podem ter, episodicamente e de forma ineficiente, processos de
fusão ocorrendo em seu interior. O fator que limita o crescimento
das proto-estrelas (ou dos proto-planetas) é meramente a quantidade
de matéria disponível em sua vizinhança durante sua
formação. A composição da nuvem onde se dá
esse crescimento tem muito pouca influência em determinar se
objeto será um planeta ou uma estrela, já que mais de 90%
da matéria no Universo está sob a forma de átomos
de Hidrogênio, mas dela dependem os tipos de planetas ou estrelas
que podem ali se formar. Para que existam planetas como a Terra, por exemplo,
é necessário que a nuvem seja relativamente rica em elementos
pesados. Como todos os elementos mais pesados que o Lítio foram
necessariamente formados em interiores de estrelas, qualquer planeta ou
estrela que os contenha é composto, ao menos em parte, por matéria
ejetada durante os estágios finais de estrelas massivas. No
caso do Sistema Solar, se acredita que os planetas se formaram a partir
do material da nuvem proto-solar durante os estágios finais da
formação do Sol. A abundância de elementos pesados,
presentes tanto nos planetas como no próprio Sol, indica que a
nuvem proto-solar havia sido previamente enriquecida por matéria
ejetada por uma ou mais estrelas em nossa vizinhança.
2 - Gostaria de uma
visão geral de como se formam, quanto duram, e como morrem as
estrelas.
O tempo de vida de uma estrela depende basicamente da sua massa inicial.
A massa da estrela determina a sua temperatura central, que, por sua
vez, determina a taxa de queima nuclear e, portanto, a sua evolução.
As estrelas se formam a partir da fragmentação, seguida
da condensação, de nuvens de gás (principalmente
Hidrogênio) e poeira presentes nas galáxias. À medida
que a nuvem proto-estelar se contrai, sob a influência de sua própria
gravitação, a sua temperatura aumenta devido à energia
liberada pela contração. Neste estágio a proto-estrela
emite radiação no infra-vermelho. Quando a temperatura central
da nuvem atinge cerca de dez milhões de graus os núcleos
de Hidrogênio (H) começam a sofrer fusão. A energia
obtida com a conversão de H em Hélio (He) é suficiente
para suprir as necessidades da estrela. A contração cessa,
pois agora existe uma fonte de energia térmica que se contrapõe
ao colapso gravitacional, e a estrela atinge uma situação
de equilíbrio. A estrela se mantém estável até
que o H do seu núcleo seja consumido, mas isso leva muito tempo
- representa aproximadamente 90% da vida da estrela. Essa fase da vida
da estrela é chamada Seqüência Principal (SP),
porque a maioria das estrelas encontram-se nessa seqüência
do diagrama evolutivo. Quando o H central se esgota, a estrela necessita
de uma nova forma de obtenção de energia. A maneira mais
imediata é a contração gravitacional. O núcleo
da estrela, neste momento é composto basicamente pelo He
criado a partir da queima de H. Este núcleo de He é envolto
por camadas de H que não foram consumidas durante a sua fase de
SP. À medida que a estrela se contrai, o seu núcleo de He
se aquece. Junto com o núcleo, as camadas imediatamente superiores
a ele também se contraem e o H das primeiras camadas próximas
ao núcleo começa a queimar. Dizemos que o H está
sendo queimado em uma concha ao redor do núcleo. O He criado nesta
nova queima também vai sendo depositado no núcleo, que continua
a se contrair. O núcleo vai se aquecendo devido à contração.
A energia liberada na contração do núcleo empurra
as camadas superiores (de H) para fora, de modo que essas camadas se expandem
e esfriam rapidamente. Com isso, a estrela aumenta de tamanho e a sua
temperatura superficial diminui. O fim da queima do H marca a saída
da estrela da SP e o início da fase de gigante vermelha. Quando
o núcleo de He atinge uma temperatura alta o suficiente, inicia-se
a queima do He. Depois da ignição a estrela queima He primeiro
no núcleo, depois na concha, como no caso do H. Os produtos da
queima de He são o carbono e o oxigênio, que vão
sendo depositados no núcleo. Cada vez que a estrela esgota um combustível,
o núcleo contrai e ocorre a ignição de um elemento
mais pesado, produto da queima anterior: primeiro no núcleo, depois
numa concha. Este ciclo se repete até elementos mais pesados, como
o Ferro. Este esquema simplificado, na verdade, apresenta muitas variações
possíveis, devido aos diferentes processos que podem ocorrer no
interior das estrelas de acordo com a sua massa inicial. Na SP,
os processos evolutivos são basicamente iguais, variando na velocidade
dos processos: as estrelas com massas maiores consomem o seu H mais rapidamente,
pois precisam gerar mais energia para vencer a contração
gravitacional; por isso, elas ficam menos tempo na SP. Depois que saem
da SP, processos evolutivos das estrelas se diferenciam bastante, de os
acordo com a sua massa, como mostra a figura abaixo  A
evolução das estrelas pós-SP podem ser resumidos
da seguinte forma:
* Estrelas com massas de 10% a 40% da massa do
Sol: quando esgotam o H no seu núcleo, este, formado basicamente
de He, se contrai. À medida que o núcleo contrai, os átomos
de He são esmagados, devido à alta densidade do núcleo:
a matéria do núcleo é dita degenerada, com propriedades
físicas diferentes. Por exemplo, a matéria degenerada
consegue suportar altas pressões sem grandes alterações
no seu volume. Além disso, a matéria degenerada é
muito eficiente na condução do calor. Essas duas propriedades
somadas fazem com que o núcleo pare de se contrair, ao mesmo
tempo em que a temperatura do núcleo torna-se uniforme.
Porém, como a sua massa é pequena, a contração
gravitacional não é suficiente para aumentar a temperatura
e iniciar a queima de He. Essas estrelas passam diretamente para a fase
de anã-branca de He e vão se apagando lentamente. Sem
nenhuma reação nuclear possível, as anãs
brancas são destinadas a apenas irradiar a sua energia armazenada
durante toda a sua evolução até se tornarem anãs
negras.
* Estrelas com massa igual à massa do Sol: depois
que a estrela sai da SP, a sua estrutura básica é: um núcleo
degenerado e isotérmico (temperatura é igual em todo o núcleo)
de He + concha com queima de H + envoltório de H inerte. A contração
gravitacional do núcleo aumenta a sua temperatura até
que esta seja suficiente para iniciar a queima do He. Porém, como
o núcleo é isotérmico, a queima do He se inicia de
maneira violenta. É como se todo o núcleo começasse
a queimar ao mesmo tempo; este é o flash do Hélio.
Com a energia liberada, o envoltório se expande e a queima de He
é controlada. A queima de He produz carbono e oxigênio, que
são depositados no núcleo. Quando o He do núcleo
se esgota, este se contrai e aquece. O He começa a ser queimado
na concha e as camadas mais externas da estrela são ejetadas, formando
uma nebulosa planetária, provavelmente devido a instabilidades
na queima de He na concha. Ao mesmo tempo, o seu núcleo colapsa
e se aquece, porém não atinge temperatura suficientemente
alta para iniciar a queima do carbono. O núcleo, então,
se torna uma anã-branca de carbono e esfria lentamente.
* Estrelas com 5 massas solares: quando sai da SP, o núcleo
de He da estrela começa a se contrair e se aquecer. A contração
gravitacional é bastante eficiente e o centro do seu núcleo
atinge a temperatura suficiente para o início da queima do He antes
que a matéria do núcleo se torne degenerada. Quando o He
do núcleo se esgota, a queima do He prossegue na concha; o núcleo
é composto por carbono e oxigênio produzidos pela queima
de He. Como no caso do He para estrelas de uma massa Solar, a queima de
carbono pode ser explosiva, se o núcleo da estrela tornar-se degenerado.
Esta queima explosiva é chamada detonação do carbono,
e ocorre apenas em estrelas com massas entre 3 e 9 vezes a massa do Sol.
Esta queima explosiva pode ser tão violenta a ponto de destruir
a estrela: as camadas mais externas podem ser ejetadas violentamente e
o núcleo colapsa rapidamente. Se a massa do núcleo for maior
que 1.4 massas solares, ele se transforma em uma estrela de nêutrons.
Este processo explosivo é chamado supernova, devido à imensa
quantidade de energia e luminosidade liberadas. As camadas acima
do núcleo são ejetadas violentamente. As supernovas apresentam
altas luminosidades (mais ou menos um bilhão de vezes a luminosidade
do Sol) e irradiam enormes quantidades de energia. À medida que
a matéria ejetada se expande, a luminosidade diminui.
* Estrelas com aproximadamente 30 massas solares: depois de consumir
todo o seu H a estrela queima os elementos produzidos, sucessivamente,
primeiro no núcleo, depois numa concha. Esses processos de queima
são intercalados com contrações do núcleo.
Porém, depois da queima do silício, que produz o ferro,
o núcleo se contrai novamente. A queima do ferro marca o
início do fim. Qualquer reação nuclear que ocorra,
então, absorve energia, ao invés de produzí-la, o
que acelera a contração. O colapso do núcleo
de ferro gera altíssimas temperaturas e densidades e a estrela
explode como uma supernova. Se a massa do núcleo em colapso exceder
3 massas solares, o colapso continua e forma-se um buraco negro. 
Os pontos mais importantes da evolução estelar são:
1- A evolução estelar é dominada pela gravidade;
2- Quanto maior a massa da estrela, mais rápida é a
sua evolução;
3- Os principais estágios finais de evolução estelar
são: anãs-brancas, estrelas de nêutrons e buracos
negros; também são observados processos de ejeção
de massa: nebulosas planetárias e supernovas. 4- Os elementos
cada vez mais pesados são produzidos no interior das estrelas através
da fusão de elementos mais leves. As trajetórias evolutivas
de estrelas com 1, 5 e 30 massas solares (M¤
) estão representadas na figura ao lado. Por essa figura, podemos
observar a variação da temperatura e da luminosidade das
estrelas a medida que elas evoluem: cada número das trajetórias
representam um estágio evolutivo diferente. Esses estágios
estão especificados na tabela abaixo, que mostra, passo a passo,
a evolução das estrelas, junto com o tempo aproximado que
a estrela demora em cada fase.
| 1 M¤
|
5 M¤
|
30 M¤
|
| 1 ® 2 : Seqüência
Principal queima de H no núcleo (7 bilhões de anos)
|
1 ® 2 :queima de H no
núcleo (65 milhões de anos) |
1 ® 2 : queima de H no
núcleo (5 milhões de anos) |
| 2 ® 3: estabelecimento
da concha de H (2 bilhões de anos) |
2 ® 3:contração
gravitacional (2 milhões de anos) |
2 : saída da Seqüência
Principal |
| 3 ® 4 : queima de H na
concha espessa (1,2 bilhões de anos) |
3 : estabelecimento da concha de H
|
2 ® 3 : contração
do núcleo e expansão do envoltório (86 mil
anos) |
| 4 : estreitamento da concha |
3 ® 4 : queima de H na
concha espessa (1,2 milhões de anos) |
3 ® 6 : queima de H na
concha (10 mil anos) |
| 4 ®
5 : queima de H na concha estreita (160 milhões de anos) |
4 : estreitamento da concha |
6 : início da queima do He
|
| 6 : início da queima violenta
do He |
4 ® 5 : queima de H na
concha estreita (700 mil anos), contração do núcleo
de He e expansão do envoltório |
6 ®
10 : queima He - C no núcleo e H - He na concha (53 mil
anos) |
| |
5 ®
6 : gigante vermelha (480 mil anos) |
10 ®
11 : o núcleo de He colapsa (1 mil anos) |
| |
6 : início da queima de He;
o núcleo se expande |
|
| |
7 ®
8 : o envoltório contrai e se aquece; a luminosidade aumenta
(1 milhão de anos) |
|
| |
8 ®
9 : o núcleo cessa a expansão e se contrai (9 milhões
de anos) |
|
| |
10 ®
11 : o raio aumenta e a queima de H na concha é reduzida
( 8 mil anos) |
|
| |
11 : início da queima do He
numa concha; núcleo=oxigênio + carbono se contrai
|
|
Aqui vão algumas dicas para ajudar a interpretar o diagrama temperatura
e luminosidade, T L 1- As partes pontilhadas das trajetórias
não foram calculadas; apenas indicam a direção da
evolução da estrela no diagrama TL e o lugar final que ela
ocupará. As outras etapas da evolução foram
calculadas levando em consideração os processos
físicos que ocorrem no interior estelar. 2- Uma linha horizontal
no diagrama TL indica que a estrela diminui ou aumenta a temperatura,
dependendo do sentido. A direção do aumento do raio está
indicada por uma seta no canto inferior esquerdo. Desse modo, quando a
trajetória evolutiva da estrela move-se nessa direção
significa que o seu raio está crescendo. Como conseqüência,
a sua gravidade superficial, pressão e densidade diminuem.
3- A luminosidade aumenta na direção vertical, de baixo
para cima. A parte superior do diagrama indica altas luminosidades e pequenas
magnitudes. A luminosidade das estrelas está diretamente ligada
ao seu raio, pois quanto maior a superfície radiante, maior será
a luminosidade da estrela.
3 - Gostaria de saber o
que é radiação de corpo negro e qual o seu uso na
astronomia
Todos os objetos materiais emitem algum tipo de radiação;
o tipo e quantidade dessa radiação dependem basicamente
da temperatura do objeto. Vamos imaginar um objeto cuja superfície
absorva toda a radiação incidente sobre ele e a transforme
unicamente em calor, e que nenhuma luz incidente neste objeto seja refletida
para os nossos olhos. Esse objeto é chamado de corpo negro e a
radiação emitida por ele é chamada de radiação
de corpo negro. A distribuição dessa radiação
em diferentes freqüências depende única e exclusivamente
da temperatura do objeto, não importando a sua forma ou composição
química. Em astronomia, o modelo matemático que melhor
descreve a radiação que observamos das estrelas é
o modelo de corpo negro. Assim, através da distribuição
de radiação de uma estrela podemos inferir a sua temperatura.
4 - Por que vemos
as estrelas com cores diferentes?
As cores (ópticas) de uma estrela são o que o olho humano
pode perceber. Ele registra de forma diferente parcelas do espectro
óptico: enxerga-se muito bem no amarelo, menos no vermelho e
menos ainda no violeta. Isto está relacionado com o processo
de evolução do homem e a radiação de sua
estrela tipo G2 (amarela), o Sol. O olho humano não privilegia
um segmento (por exemplo o amarelo) de toda a faixa espectral óptica,
mas percebe toda a faixa de uma só vez. Além disso, a
sensibilidade do olho humano para diferentes freqüências
influencia o modo de vermos as estrelas. Quando vemos um objeto azul
sob luz branca é porque ele está refletindo a parcela
do azul na luz incidente, e absorvendo todas as demais cores. No caso
de estrelas, elas irradiam em regiões do espectro que vão
para além ou aquém da faixa óptica. A intensidade
relativa entre diferentes freqüências irradiadas por uma
estrela depende de sua temperatura.
No quadro abaixo, você verá uma faixa com as cores que percebemos
no óptico, uma curva e um disco com a cor registrada pelo olho
humano. A curva informa-nos sobre o quanto a estrela está irradiando
em uma dada freqüência, de acordo com a sua temperatura. Esta
curva é denominada de curva de corpo negro, um corpo ideal que
absorve toda a radiação que lhe é incidente (refletindo
absolutamente nada), se aquece por isto e emite, segundo o padrão
que ele define, uma radiação dependente somente da sua temperatura.
Uma estrela M irradia muito no infra-vermelho (vide gráfico),
algo no vermelho e diminuindo mais ainda quanto mais para o azul.
O nosso olho, como dito acima, perceberá toda a faixa do óptico
segundo sua sensibilidade para diferentes cores, e de acordo com o quanto
a estrela irradia nestas cores. Portanto, vemos estrelas vermelhas, alaranjadas,
amarelas, branco-azuladas e azuis, porque é o matiz resultante
da mistura de diferentes contribuições da radiação
estelar a qual enxergamos. A cor da estrela, na realidade, é o
que rigorosamente denominamos de matiz, isto é, a tendência
em cor da mistura e contribuição de diferentes cores. Não
vemos estrelas verdes porque esta cor, além de ser um segmento
estreito do espectro óptico, está misturada às suas
cores vizinhas. Quanto às estrelas violetas, não as vemos
pelo mesmo motivo anterior aplicado à não existência
de estrelas verdes, reforçado com o fato de sermos pouco sensíveis
a este extremo da faixa espectral óptica. Ademais, não há
estrelas O e B na vizinhança Solar. Convém
frisar que a percepção de cores em fontes pontuais fracas
é difícil. Quando olhamos para o firmamento, vemos imediatamente
pontos brancos ou branco-acinzentados; as estrelas de coloração
avermelhada (ou de outra qualquer) será percebida assim após
algum tempo de observação a olho nu.
5 - Gostaria de saber
o que é o processo de transformação de Hidrogênio
em Hélio, e de Hélio em Ferro.
Durante toda a vida de uma estrela existe uma competição
constante entre duas forças: a contração gravitacional
(que comprime o gás no interior estelar) e a pressão radiativa
(liberação de energia através das reações
nucleares que ocorrem no interior estelar). Com a contração
gravitacional, o gás no interior da estrelas é comprimido
até atingir densidades e temperaturas altíssimas. Quando
uma determinada temperatura é atingida, cria-se o ambiente propício
para a ocorrência das reações nucleares e, com isso,
iniciar a liberação de energia e conter o colapso gravitacional.
Uma reação nuclear genérica é uma reação
do tipo:
a + X ®
b + Y
Uma partícula (a) incide sobre um núcleo alvo (X) produzindo
um novo núcleo (Y) e emitindo uma partícula (b). A diferença
de massa entre (a+X) e (b+Y) é transformada em energia e é
emitida. Esse tipo de reação que cede energia é chamada
exoérgica. Quando a reação necessita absorver energia
para acontecer, é chamada endoérgica.
Queima do Hidrogênio -Quando uma estrela se forma, ela é
composta basicamente por Hidrogênio (80% ou mais) e Hélio
(20% ou menos) e uns traços de outros elementos mais pesados que,
em astronomia, são chamados genericamente de "metais". O primeiro
elemento a ser consumido (ou "queimado") nas reações nucleares
é o Hidrogênio, por ser o elemento que necessita da menor
temperatura para o início das reações nucleares.
Mesmo sendo a menor, quando comparada com outros elementos, a temperatura
mínima necessária para o início da queima de Hidrogênio
é entre 1 e 10 milhões de graus no interior da estrela.
Existem dois processos principais de queima do Hidrogênio: a cadeia
pp e o ciclo CNO. A cadeia pp ocorre nas estrelas de massas mais ou menos
iguais a massa do Sol. O resultado líquido da cadeia pp é
a conversão de 4 átomos de Hidrogênio (H) em 1 átomo
de Hélio (He). Nas estrelas com massas maiores, o ciclo CNO vai
se tornando cada vez mais importante. No ciclo CNO 4 átomos de
H são transformados em 1 átomo de He, com o Carbono (C)
atuando como catalisador das reações; o C acelera as reações
mas não é "queimado".
Queima de Hélio - O He que vai sendo produzido pela queima
do H se concentra no núcleo da estrela, por ser mais pesado. O
núcleo de He se contrai até que a temperatura central chegue
a 100 milhões de graus; com essa temperatura, inicia-se a queima
de He. O processo de queima do He é chamado "Triplo alfa" e o seu
resultado líquido é a conversão de 3 átomos
de He em 1 átomo de C. Paralelamente a reação principal,
ocorrem outras reações secundárias que resultam na
produção de Oxigênio (O) e Neônio (Ne).
Queima do Carbono - Quando o núcleo rico em C, O e Ne, resultante
da queima de He, atinge uma temperatura de aproximadamente 700 milhões
de graus, a queima do C é iniciada. Existem varias reações
de queima de carbono produzindo Magnésio (Mg), Sódio (Na),
Neônio (Ne) e Oxigênio (O). Ao mesmo tempo, ocorrem reações
combinando C + O e O + O, produzindo Silício (Si) e Enxofre (S).
O processo de produção de novos elementos pára quando
o núcleo da estrela é formado basicamente por Ferro (Fe)
e Níquel (Ni). As reações de queima do Fe e outros
elementos vizinhos na tabela périodica são endoérgicas,ou
seja, necessitam absorver energia para acontecerem. O núcleo da
estrela, que já estava sofrendo colapso gravitacional, perde energia
mais rapidamente e o seu colapso é acelerado. Este processo é
determinante para a estrela, pois seu efeito é a explosão
da estrela como uma supernova . Essa explosão é o resultado
do choque das camadas mais externas que estão caindo e ricocheteiam
no núcleo estelar. Alguns elementos mais pesados que o Fe são
produzidos logo após a explosão da supernova: a energia
liberada pela explosão é tão alta e o gás
atinge temperaturas tão elevadas (da ordem de bilhões de
graus) que possibilita a ocorrência de reações nucleares
que produzem, entre outros elementos, Tório (Th), Urânio
(U) e Bário (Ba). Após a explosão da supernova os
elementos produzidos pela estrela durante toda a sua vida são ejetados
para o meio ambiente que a cerca (meio interestelar); este gás
enriquecido será utilizado na formação de uma nova
geração de estrelas e talvez planetas. Os principais
resultados dos processos de queima são:
- os elementos produzidos pelas reações são cada
vez mais pesados e vão se concentrando no núcleo das estrelas;
- os elementos produzidos durante um processo de queima servirão
de combustível para as reações seguintes;
- as temperaturas necessárias para o início da queima dos
novos elementos produzidos são cada vez mais altas;
- antes do início da queima de um determinado elemento, o núcleo
da estrela sofre uma contração gravitacional; é essa
contração que eleva a temperatura central até atingir
o valor necessário para iniciar a queima.
- as condições (temperatura e densidade) necessárias
para a ocorrência das reações nucleares são
determinadas pela massa da estrela. Quanto maior a massa de uma estrela,
mais intenso será o colapso gravitacional do seu núcleo
e mais elevada será a sua temperatura central. Sendo assim, algumas
estrelas com massas pequenas (como o Sol, por exemplo) não conseguem
atingir uma temperatura nuclear suficiente para iniciar a queima do carbono;
estrelas com massas menores que o Sol nem chegam a queimar o He; estrelas
com massas muito maiores que o Sol passam por todos os estágios
de queima e chegam até o estágio de supernova.
6 - Qual a origem da seqüência
OBAFGKM para a classificação das estrelas?
A classificação de espectros estelares se iniciou
quando se percebeu que certos padrões recorrentes podiam ser observados
e que serviriam para agrupá-los convenientemente. O primeiro esquema
de classificação espectral baseava-se na intensidade das
linhas de Hidrogênio: o espectro com as linhas mais fortes pertencia
ao grupo A, o espectro com as linhas um pouco menos fortes, ao
grupo B, e assim por diante. Também se acreditava que tal
arranjo de grupos espectrais (A, B, C...) estava relacionado com
um aspecto evolutivo das estrelas, ou seja, os espectros menos complexos
(poucas linhas espectrais) do tipo A, B, etc, eram produzidos
por estrelas jovens, enquanto que os espectros mais complexos eram originados
por estrelas antigas. Atualmente sabemos que essas idéias
iniciais são incorretas e que hoje a classificação
espectral se baseia na variação da temperatura superficial
das estrelas. Ao se arranjar os grupos formados na classificação
inicial segundo este novo critério de temperatura, os tipos espectrais
se distribuíram da seguinte maneira:
O, B, A, F, G, K, M
onde o tipo O corresponde as estrelas mais quentes, e as do tipo
M, as mais frias. Este sistema e comumente chamado de sistema MKK
(Morgan, Keenan e Kelman) de classificação espectral. As
sete letras acima formam o núcleo da classificação
que é composta ao todo por treze letras. Cada tipo espectral e
ainda subdividido em dez partes e são denominados por números
arábicos (e.g.: A3, K7, M1). Os seis tipos espectrais restantes
surgiram para dar lugar a casos especiais, são eles:
R, N, S, W,P, Q
Os tipos R e N são algumas vezes agrupados em C
(de estrelas Carbonadas). As estrelas tipo S guardam semelhanças
com as do tipo N, contudo são mais frias e variáveis
de longo período. As do tipo W referem-se as estrelas Wolf-Rayet
que são muito quentes com peculiaridades físicas que as
diferem das estrelas de tipo O. O tipo espectral P designa
objetos com espectros nebulosos cujas características fazem-nos
interpretar como pertencentes as nebulosas. Finalmente, o tipo Q
se refere ao espectro de Novas quando em fase explosiva. Estes dois últimos
tipos espectrais (P e Q) são raramente usados, e
na pratica seus respectivos espectros podem ser descritos por comparação
com espectros padrões bem conhecidos na classificação
base (O, B, A, F, G, K, M).
O diagrama ao lado fornece um panorama da atual classificação
espectral:
| W |
|
|
R |
N |
S |
| | |
|
|
|
| |
|
| O |
B |
A |
F |
G |
K |
M |
Obs.: O tipo Of vem de uma classificação antiga quando
se subdividia os tipos O e M com letras do alfabeto minúsculas
7 - As estrelas
W apresentam cor acima do limite extremo azul?
As estrelas do tipo espectral W são objetos
no estágio final de sua evolução, e de elevada
temperatura. São chamadas de estrelas Wolf-Rayet. Seu espectro
é formado inteiramente por linhas largas e intensas de emissão
superpostas a um contínuo similar ao de uma estrela O
ou B. Acredita-se que sejam núcleos expostos de grandes
estrelas cuja massa inicial deve ter sido de 25 massas solares, mas
que perderam 50% desta massa através de um poderoso vento estelar.
As Wolf-Rayet guardam similaridades com o espectro de uma de tipo O
ou B, mas estão destacadas da seqüência central
(O -M) por causa de suas peculiaridades. Elas não
são mais azuis que as do tipo O.
8 - Por que não
existem (ou são raras) estrelas K6V, K8V, K9V, O0, O1, O2, A4V,
A6V, A8V e A9V?
As estrelas estão divididas em classes: O, B,
A, F, G, K, e M; essas classes subdividem-se
em 10 subclasses: B0, B1, ...B9, A0, A1...
As estrelas O são as mais quentes e luminosas e apresentam
as maiores massas; as estrelas M são as mais frias e apresentam
as menores luminosidades e massas. Uma estrela leva ~90% do seu tempo
de vida convertendo Hidrogênio em Hélio no seu núcleo;
essa fase é chamada "Seqüência Principal"(SP). O tempo
de vida de uma estrela e, conseqüentemente, o tempo que ela permanece
na SP dependem de sua massa. Para garantir uma queima estável de
Hidrogênio, a massa de uma estrela deve estar entre 0.05 e 60 vezes
a massa do Sol, que é igual a 1027 toneladas. Quanto
maior a massa da estrela, mais rapidamente ela consome suas reservas de
Hidrogênio e mais rapidamente ela sai da fase de SP. Além
disso, as estrelas não estão distribuídas igualmente
nas classes espectrais: as estrelas com massas menores são as mais
comuns enquanto que as estrelas com massas maiores são mais raras.
Na tabela abaixo, apresentamos alguns parâmetros das estrelas de
acordo com o seu tipo espectral.
Parâmetros das Estrelas de Acordo com o seu Tipo Espectral
| Tipo Espectral |
Massa (Sol=1) |
Luminosidade (Sol=1) |
Tempo de vida na Seqüência
Principal, em Milhões de Anos |
Percentual Observado |
| O5 |
32 |
6.000.000 |
1 |
0,00002 |
| B0 |
16 |
6.000 |
10 |
0,1 |
| B5 |
6 |
600 |
100 |
0,1 |
| A0 |
3 |
60 |
500 |
1 |
| A5 |
2 |
20 |
1.000 |
1 |
| F0 |
1,75 |
6 |
2.000 |
3 |
| F5 |
1,25 |
3 |
4.000 |
3 |
| G0 |
1,06 |
1,3 |
10.000 |
9 |
| G5 |
0,92 |
0,8 |
15.000 |
9 |
| K0 |
0,8 |
0,4 |
20.000 |
14 |
| K5 |
0,69 |
0,1 |
30.000 |
14 |
| M0 |
0,48 |
0,02 |
75.000 |
73 |
| M5 |
0,2 |
0,001 |
200.000
|
73 |
Observando a tabela acima, podemos chegar a três conclusões:
- Existem poucas estrelas de grande massa: a distribuição
de massas privilegia as massas menores. Além disso, como evoluem
muito rapidamente, elas permanecem pouco tempo na fase SP. Esses dois
efeitos, somados, dificultam a observação de estrelas
O e B na SP.
- Praticamente todas as estrelas K e M da Galáxia
ainda estão na SP, pois ainda não tiveram tempo suficiente
para evoluir e deixar essa fase.
- As estrelas K e M são as estrelas mais comuns
da nossa Galáxia (+ de 80%). Por outro lado, também
são as estrelas menos luminosas. Isto significa que conseguimos
observar apenas aquelas estrelas K e M que estão mais próximas
de nós. As estrelas K e M mais distantes não
podem ser observadas ainda com os telescópios atuais. Por isso,
temos a "impressão" que essas estrelas são incomuns.
9 - O que são Anãs
Brancas?
As Anãs Brancas são estrelas muito pequenas (com raios cerca
de 100 vezes menores que o do Sol), com densidades altíssimas e
massas que variam que 0.1 a 1.4 da massa do Sol. Essas estrelas são
o produto final da evolução de estrelas com massas menores
que 8 vezes a massa do Sol. Vamos acompanhar a evolução
de uma estrela com massa menor que a do Sol:
As estrelas mantêm sua estabilidade através do equilíbrio
entre a gravitação (força dirigida para dentro) e
a pressão radiativa (força dirigida para fora). As estrelas,
porém, estão continuamente perdendo energia para o meio
que as circunda; nós percebemos essa energia como a luminosidade
das estrelas. Então, para se manter em equilíbrio, as estrelas
têm que produzir energia continuamente, através das reações
nucleares que ocorrem no seu interior (a primeira reação
é a fusão de Hidrogênio em Hélio). A pressão
radiativa resulta dessas reações nucleares. A fonte de energia
das estrelas, isto é, a quantidade de Hidrogênio disponível
para a fusão no seu núcleo, é finita: quando este
Hidrogênio acaba, a gravitação vence a pressão
radiativa e a estrela se contrai, o que faz com que a sua temperatura
central se eleve. Essa temperatura, entretanto, não chega a ser
alta o suficiente para possibilitar a fusão do Hélio que
foi produzido a partir do Hidrogênio. Dessa forma, a contração
do núcleo continua; como resultado, a densidade (massa/volume)
do núcleo aumenta rapidamente. Sob condições
de altíssimas densidades, as propriedades físicas do gás
são alteradas. A separação média entre os
elétrons (que se repelem, já que possuem a mesma carga)
diminui muito, devido a alta densidade, de modo que os elétrons
desenvolvem velocidades muito altas: este movimento aleatório dos
elétrons gera uma pressão chamada "pressão de degenerescência".
A matéria que constitui o núcleo é dita "degenerada".
Neste momento, a estrela possui um novo mecanismo para conter o colapso
gravitacional, que é a pressão de degenerescência,
aquela produzida pela matéria degenerada. Enquanto isso, a estrela
continua perdendo energia para o meio interestelar mas, mesmo assim, o
colapso é contido, pois a pressão de degenerescência
depende apenas da densidade (que se mantém alta), mas não
depende da temperatura. As Anãs Brancas não produzem energia
nos seus núcleos e o seu destino é simplesmente ir perdendo
energia, gradativamente, até se apagarem. O tempo de esfriamento
de uma Anã Branca é maior que a idade do Universo.
Descrevemos acima a evolução de uma estrela com massa menor
que a massa do Sol, que evolui direto para Anã Branca após
a fase de queima de Hidrogênio, tornando-se uma Anã Branca
de Hélio. Em estrelas com massa um pouco maiores (até o
limite de 8 vezes a massa do Sol) as estrelas passam por processos de
ejeção de massa no meio interestelar, o que funciona como
um mecanismo para a obtenção de um novo ponto de equilíbrio.
Esse recurso, porém, apenas, adia um pouco a fase de Anã
Branca. Outra diferença característica das estrelas com
massas um pouco maiores é que essas estrelas podem iniciar processos
sucessivos de fusão nuclear: primeiro o Hélio, em seguida
carbono, nitrogênio... Sendo assim, essas estrelas podem desenvolver
núcleos degenerados constituídos de carbono e de outros
elementos mais pesados. Ou seja, dependendo da massa inicial da estrela,
teremos a formação de Anãs Brancas de carbono etc,
até Anãs Brancas de ferro.
10 - É verdade
que o Sol vai morrer? (W., 11 anos)
Infelizmente, é verdade sim. O Sol é uma estrela típica.
Foi "gerado": - algum evento veio a perturbar uma imensa e muito difusa
nuvem de gás espalhada por uma vasta região do espaço.
Devido a esta perturbação, esta nuvem começou a ficar
cada vez menor e mais densa, atraindo suas partes externas, o que acelerou
este processo que, na verdade, não é nada além da
nuvem ir se concentrando cada vez mais em direção ao seu
centro. Este processo continuou até que a temperatura no centro
ficou tão grande que este centro começou a funcionar como
um reator atômico, a produzir seu próprio calor. Este calor
por sua vez foge da estrela na forma de luz e calor também; no
momento em que a estrela começa a produzir sua própria luz
e seu próprio calor dizemos que ela nasceu. O Sol, muito provavelmente
"nasceu" desta forma. Hoje o Sol "vive", ou seja, o seu centro funciona
como um reator nuclear de forma estável para produzir a luz e o
calor que vemos o Sol nos enviar. Assim, calor e a luz que ele produz
em seu núcleo aquece as camadas mais externas que se iluminam e
se aquecem também e terminam por liberar parte da luz e do calor
que receberam, e é por isso que vemos o Sol brilhar e nos aquecer.
Por outro lado, esta produção de luz e calor em seu centro
detém o processo de queda sobre si mesma da nuvem que formou a
estrela. Uma estrela como o Sol se mantém estável devido
ao equilíbrio entre estas duas forças: a matéria
da estrela quer cair em direção ao centro mas o reator que
ela criou em seu centro impede esta "queda" produzindo calor. Este processo,
entretanto, não pode prosseguir para sempre. Assim, o Sol também
irá morrer, isto é, não conseguirá mais produzir
luz e calor. Mas não se preocupe tanto.A idade atual dele é
de cerca de cinco bilhões de anos e ele ainda deve durar mais outros
cinco bilhões. A vida existe sobre a Terra a 3,5 bilhões
de anos. O homem habita a superfície da Terra a menos de um milhão
de anos. Nosso planeta ainda será por muito mais tempo do que o
homem já o habitou um lar seguro para todos nós, pelo menos
se soubermos cuidar dele. Abaixo estão mais detalhes desta
história.
Toda estrela típica é formada, basicamente, por uma
mistura de muito Hidrogênio e um pouco de Hélio, que são
os elementos químicos mais simples e abundantes do Universo.
O Sol produz sua luz e seu calor (o que chamamos genericamente de sua
energia) transformando Hidrogênio, o mais simples dos elementos,
em Hélio, que é o segundo mais simples dos elementos.
Dizemos que o Hidrogênio é "queimado". O Hélio produzido
vai se acumulando no centro da estrela.
Quando o Sol não conseguir mais queimar Hidrogênio, ou
melhor, quando já tiver queimado quase todo o Hidrogênio
que ele poderia queimar, ele irá possuir muito Hélio em
seu centro e, não podendo mais produzir tanta energia quanto
antes, não conseguirá novamente sustentar a "queda" da
nuvem sobre ela mesma. Assim, ele voltará a cair sobre ele mesmo,
da mesma forma que aconteceu até ele "nascer". Isto vai fazer
com que ele vá apertando ainda mais o seu centro. Vai apertar
tanto que ele vai conseguir queimar o Hélio acumulado no seu
centro, ou seja, o seu centro será então um reator de
Hélio da mesma forma como havia sido um reator de Hidrogênio.
Da mesma forma que queimando Hidrogênio ele conseguia produzir
Hélio, queimando Hélio ele agora produz carbono. E a queima
do Hidrogênio, terá acabado de todo? Não! A queima
do Hidrogênio continuará a acontecer somente numa camada
ao redor do centro, como uma casca. E essa queima de Hidrogênio
nesta casca fará com que os gases de sua atmosfera se expandam.
O Sol já não será uma estrela típica: ele
se tornará uma gigante vermelha. Gigante porque sua atmosfera
irá se expandir, e muito. O Sol hoje é uma bola muito
grande, tem um raio de um milhão de quilômetros. Mas quando
se tornar uma estrela gigante este raio pode crescer até cerca
de 100 milhões. Vai ficar imenso! A Terra está hoje a
um pouco menos de 150 milhões de quilômetros do Sol. Ele
vai ocupar a maior parte da distância que hoje nos separa dele!
Bom, e por que vermelha? Voce já deve ter reparado que uma chama
pode ter diferentes cores. Existem vários fatores que determinam
estas cores. Mas no caso das estrelas, a cor é determinada pela
temperatura. A cada cor corresponde uma temperatura! Vermelho é
uma cor típica de temperaturas em torno de 2500 a 3500 graus.
Esta será a temperatura da gigante em que o Sol terá se
tornado. A temperatura da superfície do Sol hoje é de
cerca de 6.000 C e a cor associada a esta temperatura é o alaranjado
que nós vemos. Mas esta fase de gigante vermelha durará
pouco. O estágio seguinte será o de uma nova contração
e o Sol se tornará uma bola do tamanho da Terra isto é
com um raio de apenas 6.000 quilômetros, mas muito brilhante.
Ele será algo que é chamado de Anã Branca. O que
antes era a superfície da gigante vermelha agora ficará
livre e irá se expandir, formamdo uma nuvem esférica imensa
no espaço. Nessa fase o Sol não produzirá mais
energia através da queima de nenhum material e a sua luz virá
exclusivamente da energia acumulada durante toda a sua vida. Lentamente
ele irá esfriando, e terá sido a morte de mais uma estrela
no Universo. Por outro lado, se as estrelas não existissem e
não morressem, o Universo não teria os elementos químicos
necessários para formar a vida. Como isto pode se dar? Grande
parte dos elementos químicos do Universo (como o Oxigênio,
Carbono, Ferro etc) são produzidos no interior de estrelas muito
maiores que o Sol. Essas estrelas evoluem de maneira diferente da forma
como o Sol evolui e morrem em explosões fantásticas: são
as supernovas. Nesta explosão são liberados vários
dos elementos que a estrela produziu durante sua vida, ao mesmo tempo
que outros elementos são produzidos na própria explosão.
Este material liberado poderá vir a formar planetas rochosos
como a Terra. Todos nós, feitos de Carbono, Oxigênio, e
outros elementos químicos, somos poeira de estrelas mortas.
Por fim, mais uma coisa: foi dito no início que a geração
de uma estrela começava quando uma nuvem muito grande no espaço
era perturbada. Muitas vezes o que causa a perturbação
desta nuvem é a explosão de uma outra estrela. A morte
de uma estrela pode provocar o nascimento de outras! O nosso Sol tem
todas as características de ter nascido desta forma.
Existe uma revista científica voltada para criancas, é a
Ciência Hoje das Criancas. Este tema está abordado
nos seguintes artigos: - No número 20, página 4 "As Três
Mortes das Estrelas"
- No número 46, página 10 "O Futuro do Sol"
- No número 71, página 2 "De Olho nas Estrelas"
11 - Possuo três
filhos cursando o primeiro grau e gostaria de uma orientação
de como lhes explicar que as estrelas mortas possuem densidade tão
alta que podemos encontrar algumas toneladas em 1cm3.
A ideia básica é a seguinte: a matéria que encontramos
em nosso dia a dia é composta de átomos. Os átomos
são compostos de três partículas: prótons,
nêutrons e elétrons. Os prótons possuem carga elétrica
positiva, os nêutrons não possuem carga e os elétrons
possuem carga negativa. A massa dos prótons é cerca de 1900
vezes a massa do elétron. A massa do nêutron é um
pouco superior a do próton. Sabemos do eletromagnetismo que cargas
iguais se repelem e cargas opostas se atraem. A estrutura atômica
nas condições que normalmente encontramos na superfície
da Terra é a seguinte: núcleos atômicos formados por
prótons e nêutrons são circundados por elétrons
em diferentes distâncias do núcleo. Um átomo apresenta-se
normalmente neutro: possui número igual de elétrons e prótons.
A nuvem eletrônica que circunda o núcleo atômico é
muito maior do que o átomo: um átomo do tamanho do Maracanã,
por exemplo, teria o núcleo do tamanho de uma bola. Ligações
atômicas, que possibilitam os átomos constituírem
as moléculas, são feitas, normalmente com um ou mais elétrons
passando a órbitar dois núcleos atômicos. Os núcleos,
nestas condições, se mantém isolados pelas nuvens
atômicas. Como uma matéria muito mais densa pode ser
criada? Se existir uma pressão tão grande que consiga colocar
todos os núcleos dentro de uma mesma nuvem eletrônica. Essa
matéria é a chamada matéria degenerada, e é
aquela que constitui um dos objetos possíveis de serem formados
como estágio final de evolução estelar: as anãs
brancas. Aonde antes poderia apenas estar um núcleo atômico
- responsável por 99,9% da massa de um átomo - agora podem
estar vários e a matéria resultante disto é muito
mais densa do que a matéria de nosso cotidiano. É como se
pudéssemos colocar agora várias bolas em nosso Maracanã
de elétrons. A densidade de uma anã branca é da ordem
de 20 quilos por centímetro cúbico. Como constituir
um objeto ainda mais pesado do que uma anã branca? Isto é,
como constituir um objeto com matéria ainda mais compacta do que
a matéria degenerada? Só se tivermos um objeto com a densidade
de um núcleo atômico. É isto possível? Sim.
Imagine que consigamos formar um objeto só de nêutrons. Que
consigamos fundir todos os elétrons da nuvem eletrônica nos
prótons dos núcleos atômicos. Não há,
assim, mais nuvem eletrônica. A densidade é agora a do núcleo
atômico. Este objetos existem? Sim: são as chamadas estrelas
de nêutrons. São os objetos com a maior densidade finita
que conhecemos. A densidade de uma estrela de nêutrons é
da ordem de 1.500 bilhões de toneladas por centímetro cúbico.
12 - Quais as distâncias
da Terra das seguintes estrelas: aCrux,
bCrux, gCrux,
dCrux e Intrometida? Que outras informações
interessantes (para o leigo e para a criança) existem sobre elas?
(Magnitude, estrelas binárias, cor aparente, etc) ?
Aqui vão algumas informações a
respeito das 5 estrelas mais brilhantes do Cruzeiro do Sul. Dentre as
5 principais estrelas do Cruzeiro do Sul, duas delas, a
e g , são binárias de fácil
observação com um binóculo. As estrelas a
1, a 2, b
e d são estrelas "azuis",
enquanto que g 1 e
e (a Intrometida) são "laranja-avermelhadas".
Na constelação do Cruzeiro do Sul existem algumas outras
estrelas menos brilhantes, como por exemplo, a estrela k
Crucis, perto da qual podemos observar um bonito aglomerado aberto,
a "caixa de jóias".
Distância das Estrelas do Cruzeiro do Sul
|
Estrela |
D(pc) |
D(al) |
Mv |
|
a
1 Cru |
125 |
38 |
1.4 |
|
a
2 Cru |
125 |
38 |
2.1 |
|
b
Cru |
- |
150 |
1.5 |
|
g
1 Cru |
70 |
- |
1.6 |
|
g
2 Cru |
70 |
- |
6.4 |
|
d
Cru |
333 |
102 |
2.8 |
|
e
Cru |
38 |
12 |
3.6 |
D(pc) é distância ao Sol em parsecs, D(al) é distância
ao Sol em anos-luz (pode-se converter distâncias em
pc para al sabendo que 1 pc = 3.26 al). Mv é
Magnitude visual aparente. Para efeito de comparação, Mv(Sol)
= -29 e Mv(Sirius, a estrela mais brilhante do céu)
=-1.3 (Vale lembrar que, quanto menor a magnitude, mais brilhante
é a estrela). Pelas distâncias das estrelas,
pode-se notar que não existe associação física
entre elas, o que não é nada excepcional, uma vez que as
constelações seriam definidas meramente ao acaso. Para obter
outros dados atualizados, veja o Anuário do Observatório
Nacional, disponível em nossa biblioteca, inclusive para aquisição.
Entretanto, seria interessante ressaltar que, em astronomia, dados específicos
para um determinado astro são geralmente encontrados em fontes
diferentes, dependendo do assunto de seu interesse, pois a literatura
é muito especializada.
13 - Queria algumas informações
relativas a 51 Pegasi.
51 Pegasi é uma estrela (a estrela de número
51 da constelação do Pégaso) que está situada
a uma distância de 40 anos-luz de nós e é muito parecida
com o nosso Sol, pois tem aproximadamente o mesmo raio e a mesma temperatura.
Em 1995 os astrônomos Michel Mayor e Didier Queloz, do Observatório
de Genebra, encontraram evidências de objetos órbitando esta
estrela. O "objeto companheiro" foi batizado de 51 Peg B. Ainda não
se sabe qual a natureza deste objeto: alguns pesquisadores sugerem que
se trata de um planeta, enquanto que outros dizem que se trata de uma
anã marron (um objeto com massa pequena demais para ser estrela
e grande demais para ser planeta), ou até mesmo que as evidências
observacionais são indicadores de pulsações não-radiais
da estrela. Em suma, o fenômeno associado a 51 Peg ainda não
está confirmado como um planeta. Os dados observacionais que
dispomos atualmente sobre 51 Peg B, se este fenômeno for confirmado
como planeta, podem ser interpretados da seguinte maneira: 51 Peg B teria
um período de apenas 4 dias, em uma órbita circular, o que
implicaria que a distância entre 51 Peg B e 51 Peg seria menor do
que a distância entre Mercúrio e o Sol. A tal distância,
a temperatura superficial do suposto planeta seria de aproximadamente
1000 graus Celsius, impossibilitando a vida tal qual a conhecemos.
Se o fenômeno associado a 51 Peg for realmente um planeta, a massa
desse objeto não poderia ser determinada diretamente, mas apenas
através das perturbações que este objeto provocaria
na órbita da estrela primária, 51 Peg A. A determinação
da sua massa depende da inclinação do plano órbital
em relação ao Sol, pois a inclinação altera
o movimento aparente da estrela: se o plano da órbita for paralelo
a nossa linha de visada, então a massa mínima de 51 Peg
B deve ser 0.6 vezes a massa de Júpiter; por outro lado, se o sistema
estiver inclinado de um ângulo muito grande (quase perpendicular),
a massa mínima de 51 Peg B pode ser ate 10 vezes maior que este
valor, podendo chegar a 6 vezes a massa de Júpiter.
14 - Gostaria de saber
mais sobre Vega.
A estrela Vega (a da Lira) é
uma estrela jovem, de tipo espectral A0V e magnitude aparente igual a
zero. Um fato notável a respeito desta estrela foi revelado em
1984, quando os dados do satélite astronômico IRAS foram
liberados. Este satélite realizou, entre janeiro e novembro de
1983, um mapeamento do céu em 4 comprimentos de onda no infravermelho
próximo, revelando (entre outras coisas) que uma parte razoável
das estrelas eram mais brilhantes nestes comprimentos de onda do que seria
de se esperar. Vega foi a primeira estrela onde se descobriu este tipo
de comportamento e, por isto as demais estrelas com estes excessos no
infravermelho passaram a ser referidas, ao menos por algum tempo, como
sendo "do tipo Vega". Estes excessos no infravermelho foram logo interpretados
como sendo causados por nuvens ou discos de partículas de poeira
em torno destas estrelas. Esta poeira poderia ser a indicação
da presença de sistemas planetários em estágios iniciais
de formação. Provavelmente, foi por esta razão que
Carl Sagan escolheu Vega como a fonte dos sinais captados no livro "Contato".
15 - Tenho algumas perguntas
sobre a estrela Barnard I: Ela é realmente uma estrela ou planeta?
Qual seu tamanho estimado e magnitude? Qual a sua velocidade atual estimada?
Ela permanece ainda entre as 3 estrelas mais rápidas do cosmos?
Qual é sua distância atual estimada em relação
à Terra?
A estrela de Barnard é uma estrela anã vermelha,
variável, da constelação de Ofiúco. Sua magnitude
visual aparente é 9.55, enquanto que a magnitude visual absoluta
(se a estrela estivesse a 10 parsec de distância) é 13.2.
Não existe uma estimativa precisa do raio para esta estrela, pois
o raio é um parâmetro difícil de ser determinado,
assim como a massa. Porém, podemos observar que essa estrela é
classificada como M4 V, numa escala de classes dada por O B A F G K M
(divididas em 10 subclasses cada uma, variando de 0 a 9), em ordem decrescente
de temperatura. Para ter uma referência, o Sol é uma estrela
tipo G2, ou seja, um pouco mais quente que a estrela de Barnard. O algarismo
romano indica a sua classe de luminosidade, ou tamanho, e V significa
que essa estrela é classificada como uma anã, assim como
o Sol. Como a estrela de Barnard é um pouco mais fria que o Sol,
o seu raio também deve ser um pouco menor que o raio Solar. Essa
estrela apresenta alta velocidade na sua linha de visada (velocidade radial)
igual a 110 km/s, se aproximando do Sol. Além disso, ela é
dotada do maior movimento próprio conhecido até agora: 10
segundos de arco por ano, o que dá mais ou menos 1 grau em 350
anos. Dizer que essa estrela é uma das estrelas mais rápidas
do "cosmos" é incorreto, pois não temos idéia das
dimensões do nosso Universo, além de não podermos
determinar com grande precisão os parâmetros relacionados
com as estrelas mais distantes. Dentro de uma região de raio aproximadamente
igual a 20 parsecs ou 600 trilhões de km em torno do Sol, chamada
de "vizinhança Solar", essa estrela é a que apresenta maior
movimento próprio. Isto não significa, necessariamente,
que esta estrela apresenta uma das maiores velocidades espaciais, ou seja,
que seja uma das mais rápidas. Sua distância ao Sol
é de 5.98 anos-luz (a.l.), ou aproximadamente 60 trilhões
de km. A estrela de Barnard é a quarta estrela mais próxima
do Sol: mais próximas que ela estão Próxima Centauri
(4.23 a.l.) e Alpha Centauri (na verdade, um sistema binário, a
4.35 a.l.).
16 - Isaac Asimov questiona
se a estrela Barnard I realmente se encontra mais distante que a
Centauri. Até que ponto os cálculos de distância dos
corpos celestes baseado no brilho podem ser aceitos como corretos?
 As
distâncias de uma estrela podem ser determinadas basicamente de duas maneiras:
através de sua paralaxe e através da relação período-luminosidade
das estrelas variáveis. A paralaxe (p
) de uma estrela é o ângulo subentendido entre a reta que
define a direção da estrela e a distância media entre
o Sol e a Terra, que é igual a 1 unidade astronômica (ua).
Uma estrela que apresenta p =1" está
situada a uma distância igual a 1 parsec (pc). A distância
da Terra ao Sol é chamada de base; uma vez fixada essa base, quanto
maior for a distância da estrela, menor será a sua paralaxe.
Fixando a base do nosso triângulo retângulo em 1 ua, podemos
medir as oscilações que os astros mais próximos apresentam,
em termos de perspectiva, em relação a infinidade de astros
mais distantes, vistos das extremidades opostas dessa base. Ou seja, determina-se
a posição de uma estrela em uma dada época do ano,
seguida de uma nova determinação 6 meses depois (quando
a Terra ocupa a posição diametralmente oposta na sua órbita
em torno do Sol, e nesse momento temos a maior distância possível
entre dois pontos sobre a órbita da Terra) . Este efeito é
igual ao que sentimos quando enxergamos um objeto a uma determinada distância
apenas com o olho esquerdo e depois apenas com o olho direito. Então,
a partir do ângulo p , medido em
segundos de arco ("), podemos determinar a distância D da estrela,
em parsecs:
Este método pode ser aplicado com bastante precisão para
estrelas situadas até 20 pc de distância do Sol; com a ajuda
do satélite "Hipparcus" este limite pode ser extendido até
100 pc, pois a essa distância as paralaxes podem ser medidas com
erros menores que 10%. A paralaxe da estrela de Barnard é igual
a 0.545" e o inverso desse número é a distância: 1.83
parsecs, que corresponde a 5.98 anos-luz (1 pc =3.26 a.l.). A estrela
mais próxima do Sol, Próxima Centauri, encontra-se a 4.23
a.l. e a Centauri (na verdade, um sistema
binário) encontra-se a 4.35 a.l. do Sol. Ou seja, a estrela de
Barnard é realmente mais distante do Sol que a
Cen. Para distâncias maiores que 100pc (talvez um pouco mais, aceitando-se
erros um pouco maiores), a paralaxe torna-se muito pequena e, conseqüentemente,
difícil de ser medida. As estrelas variáveis intrínsecas,
como as Cefeidas ou RR Lyrae, apresentam uma característica muito
importante: elas obedecem a uma relação entre o seu período
de variabilidade e a luminosidade. Isto significa que a partir dos períodos
das Cefeidas (desde poucos dias até centenas de dias), que podem
ser determinados através de um acompanhamento da variação
do seu brilho, podemos estimar a sua magnitude aparente média.
Em um diagrama que contenha esses dados podemos observar que o brilho
das Cefeidas aumenta à medida que o período aumenta. Isto
se deve ao fato de que o período de oscilação da
estrela sob ação da gravidade é determinado, essencialmente,
pela sua densidade média. A densidade média é uma
propriedade intrínseca da estrela e, para estrelas normais, existe
uma boa correlação entre os parâmetros físicos
intrínsecos e a luminosidade absoluta. O significado prático
da relação período-luminosidade (PL) é que
a luminosidade absoluta de uma variável pode ser estimada a partir
do seu período; uma vez conhecida a magnitude absoluta, podemos
estimar a sua distância. Este método se aplica a variáveis
situadas em galáxias próximas.
17 - Conhecendo-se as
coordenadas de duas estrelas (ascensão reta (RA) e declinação
(DEC)), bem como as distâncias (paralaxes (p
)) de cada uma delas ao Sol, como calcular a distância (em parsecs)
entre elas?
O sistema de coordenadas citado é um sistema de coordenadas
tridimensional esférico. A origem do sistema somos nós.
A coordenada radial (r), a distância em parsecs, é dada pelo
inverso da paralaxe (p ), ou seja r =
1/p .
A coordenada azimutal f (0£
f £ 2p
) é dada pela ascensão reta (RA) e a coordenada q
(0£ q
£ p )
é dada pela declinação (DEC). Este sistema pode ser,
assim, diretamente usado para o cálculo da distância entre
dois pontos no espaço. Seja então, 1 - coordenada da
primeira estrela
2 - coordenada da segunda estrela
q(DEC),
p(RA)
sen(x) - função
seno de x
cos(x) - função cosseno de x A distância
D, em parsecs, entre as duas estrelas será dada por:
18 - Quando observamos
a imagem de uma estrela que está, por ex., a 500 milhões
de anos-luz, significa que a fonte emissora, necessariamente, ainda existe
ou pode estar completamente extinta? Supondo que a estrela, já
não exista mais, e pudéssemos observar sua imagem, como
a luz por ela antes emitida se manteria no espaço sem a respectiva
fonte?
1 ano-luz é uma unidade de medida de distância
correspondente ao trajeto percorrido pela luz, cuja velocidade é
de 300.000km/s, durante um ano. A luz emitida por uma estrela não
interage mais com essa estrela, mas sim se propaga a partir do ponto de
emissão. Para construir uma imagem, uma gota de chuva, a partir
do momento que sai de uma nuvem, não tem mais nenhum vínculo
com a nuvem que a originou e com a história futura dessa nuvem.
Assim também se dá com a luz e uma fonte: a partir do momento
em que a luz é emitida, já não há mais nenhum
vínculo; entre a luz e sua fonte emissora. A imagem que vemos
do Sol agora, por exemplo, foi emitida há 8 minutos atrás;
isto significa que o Sol está a uma distância 8 minutos-luz
da Terra. Então, se observamos uma estrela situada a 300 anos-luz
de nós, a imagem que estamos recebendo neste instante foi aquela
emitida pela estrela há 300 anos. A imagem que está sendo
emitida pela estrela agora, caso ela ainda exista, será observada
por nós daqui a 300 anos. As fontes emissoras de nosso Universo
não duram igualmente: por exemplo, existem estrelas que duram alguns
milhões de anos e outras que duram dezenas de bilhões de
anos. As estrelas que observamos não estão todas no mesmo
estágio evolutivo: algumas acabaram de se formar enquanto que outras
podem estar nos seus últimos momentos de vida. Então, se
observamos uma estrela situada a 10 milhões de anos-luz de nós,
a sua luz foi emitida há 10 milhões de anos atrás;
porém, se a estrela viveu por apenas mais 5 milhões de anos,
ela não está mais no mesmo lugar, emitindo luz. E a informação
de sua morte só chegará até nós depois de
10 milhões de anos.
19 - Qual é a
gigante mais próxima do Sol? Qual a sua distância?
Na tabela abaixo listamos alguns dados sobre as estrelas do
ramo horizontal das gigantes, ou simplesmente gigantes, mais próximas
do Sol. A sua classe de luminosidade é representada pelo número
romano III. Na primeira coluna damos o nome da estrela; na segunda, o
seu tipo espectral; na coluna 3, a paralaxe, em segundos de arco e nas
colunas 4 e 5, a distância, em parsecs e anos-luz, respectivamente.
|
Estrela |
Tipo Espectral |
par(") |
d(pc) |
d(al) |
|
Pollux |
K0 |
0.093 |
10.7 |
35 |
|
Arcturus |
K2 |
0.09 |
11 |
36 |
|
Aldebaran |
K5 |
0.048 |
21 |
68 |
20 - Gostaria de obter
alguns dados sobre o Sol, sua massa, período de revolução,
idade..
O Sol, como o conhecemos hoje, possui as seguintes características:
|
Idade: |
Aproximadamente 5 bilhões de anos
(metade do tempo de vida previsto) |
|
Temperatura superficial: |
Cerca de 6.000 C |
|
Temperatura no núcleo: |
Estima-se em cerca de 10 milhões de
graus C |
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Raio: |
700.000 km (aproximadamente 111 raios terrestres) |
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Massa: |
1.99 x 1033 kg (333.000 massas
terrestres) |
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Densidade superficial: |
1.41 g/cm3 (1/4 da densidade da
Terra) |
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Período de rotação: |
25 dias no equador e 30 dias nos polos (o
período de rotação é diferenciado
porque o Sol não gira como um corpo sólido) |
| Distância da Terra: |
147 milhões km no periélio
(ponto em que a Terra está mais próxima do Sol)
e 152 milhões km no afélio (ponto mais distante) |
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Distância ao centro da Via-Láctea: |
Cerca de 33.000 mil anos-luz |
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Velocidade de revolução
na Galáxia: |
Cerca de 220 km/s |
21 - Por que o equador
do Sol gira mais rápido que os pólos? Gostaria de uma abordagem
que tratasse da dinâmica do plasma e não simplesmente de
velocidade angular.
Sol não é um corpo sólido: ele é composto
de gás a altíssimas temperaturas (plasma) no qual as partículas
componentes se movimentam livremente e as suas distâncias ao eixo
de rotação não se mantêm constantes. Vamos
considerar dois pontos na sua superfície, um no polo e outro no
equador, situados sobre o mesmo meridiano. Após uma revolução
completa do Sol, o ponto sobre o equador se encontrará adiantado
em relação ao ponto no polo: eles não mais estarão
situados sobre o mesmo meridiano. A velocidade de rotação
do Sol varia nas diferentes latitudes: é máxima no equador,
com um período de 25 dias para uma rotação completa
e mínima nos pólos, com um período de 30 dias. Essa
diferença entre os períodos de rotação nos
pólos e no equador é que caracteriza a rotação
diferencial. Mas o que causa a rotação diferencial no Sol
(e nas outras estrelas também)? Muitas teorias já foram
propostas para explicar a origem e a manutenção da aceleração
equatorial; apesar das teorias propostas reproduzirem razoávelmente
os dados observacionais, ainda não existe um consenso sobre qual
é o mecanismo que produz e mantêm a aceleração
equatorial. As teorias propostas são divididas, basicamente, em
dois grupos:
- aquelas que sugerem que a aceleração equatorial
é causada por corrente meridionais (passando pelos 2 pólos)
de grande escala, geradas pela soma dos efeitos do movimento turbulento
abaixo da superfície Solar e do fato da viscosidade do plasma
ser anisotrópica (os coeficientes de viscosidade de diferentes
porções da atmosfera solar seriam diferentes).
- aquelas que sugerem que a interação direta entre
a rotação e o movimento das células convectivas
resultam na rotação diferencial. O transporte convectivo
dependeria da latitude heliocêntrica: seria mais eficiente
próximo do equador e pouco importante nas regiões
polares; sendo assim, as correntes meridionais geradas pela convecção
intensa causariam a aceleração equatorial.
22 - Existem estrelas
estáticas?
Todas as estrelas de nossa galáxia, a Via Láctea,
estão em movimento de rotação ao redor do centro
da Galáxia. Assim, não devem existir estrelas estáticas.
O Sol, a estrela em torno da qual o planeta Terra órbita, realiza
também este movimento. O Sol também possui um movimento
de rotação ao redor de seu eixo mas, diferentemente de planetas
sólidos como a Terra, as regiões mais próximas do
equador completam seu período mais rapidamente do que aquelas mais
próximas dos polos. Avalia-se a velocidade de rotação
das regiões Solares pelo deslocamente de suas manchas. Na região
de mais intensa ocorrência das manchas, entre 5 e 35 graus de latitude
norte e sul, o chamado período sideral (o período verdadeiro)
é de cerca de 25.4 dias. A 70 graus de latitude sul e norte, este
período é cerca de 4 dias mais longo. No equador, o período
é mais curto cerca de 0.4 dias. O período sinódico
da região das manchas, isto é, o período daquela
região que nós observamos da Terra, é de 27.3 dias.
23 - Coronógrafo...
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