Astronomia estelar

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O estudo das estrelas e da evolução estelar é fundamental para o entendimento do universo. A astrofísica das estrelas tem sido determinada através de observação, entendimento teórico e por simulações em computador. O único dado que somos capazes de coletar dos astros é a radiação que eles emitem até nós. Utilizando de técnicas avançadas, conseguimos determinar massa, temperatura, composição, idade e várias outras características físicas da estrela apenas com a luz que chega dela até nós.

Formação e evolução estelar[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Evolução Estelar

A formação estelar ocorre em regiões densas de poeira e gás (hidrogênio basicamente). Quando desestabilizada, fragmentos da nuvem podem colapsar sob influência de gravidade e formar uma proto-estrela. Na medida em que a pressão se propaga pela nuvem, partes dela vão esquentando e se condensando, formando núcleos densos e de alta pressão. Quando a temperatura no núcleo atinge os 10 milhões de Kelvin, são disparados os processos de fusão nuclear, de hidrogênio em deutério e de deutério em hélio. Esses processos liberam energia e pressão suficiente para segurar o colapso gravitacional da nuvem em torno dos núcleos, formando o que chamamos de protoestrelas. A protoestrela já é considerada uma estrela, na fase de Sequência-Principal.

Quando o hidrogênio acaba, a estrela volta a colapsar pela gravidade, esmagando o núcleo e aumentando sua temperatura mais uma vez. Se a estrela possuir massa superior a meia massa solar, a temperatura no núcleo atinge os 100 milhões de Kelvin e o hélio formado passa a se fundir em carbono e a estrela expande suas camadas exteriores, aumentando expressivamente o raio da estrela. A estrela entra na fase de Gigante-Vermelha, que dura muito menos tempo que a fase de Sequência-Principal. Depois disso, quando o hélio acaba, o núcleo colapsa e ejeta suas camadas externas, que se tornarão uma nebulosa planetária enquanto o núcleo se torna uma anã branca de carbono. Anãs brancas são o que sobra de estrelas mortas, corpos de carbono com massa bem menor que a da estrela que a originou, massa essa incapaz de causar um colapso gravitacional. A radiação que ela emite é originada de sua própria temperatura, que irá cessar depois que a estrela esfriar e entrar em equilíbrio térmico com o ambiente.

Estrelas supermassivas (com massas superiores a 8 massas solares) são capazes de atingir os 300 milhões de Kelvin no núcleo e iniciar a fusão do carbono em oxigênio e neônio. A 1 bilhão de Kelvin, produzem silício, depois enxofre, argônio, cálcio, titânio e cromo. Depois, quando o núcleo atinge 4,5 bilhões de Kelvin, ele começa a produzir ferro. A fusão de ferro não libera mais energia, e sim absorve. Então, ao invés de impedir o colapso gravitacional, ele o acelera. A partir disso, em alguns milissegundos a estrela colapsa e a pressão sobe numa altíssima velocidade, ultrapassando até mesmo o limite das anãs brancas. A pressão e o choque destroem a estrela numa violenta supernova, que ejeta toda a matéria da estrela a velocidades altíssimas. Durante a supernova, a estrela consegue continuar fundindo elementos cada vez mais pesados, fundindo até o urânio e espalhando tudo pelo espaço na explosão. O núcleo super denso não se torna uma anã branca. Os elétrons que desabaram se fundem com os prótons e viram nêutrons, fazendo uma estrela de nêutrons, que possuem massa pouco maior que uma massa solar e raio de aproximadamente 20km. Caso a estrela de nêutrons tenha massa superior a 2,5 massas solares, então o colapso não cessa e a estrela continua se comprimindo até se tornar um buraco negro.

Astrofísica[editar | editar código-fonte]

As reações nucleares produzem energia térmica suficiente para conter o colapso gravitacional e para manter a temperatura da estrela, que irradia luz e calor da superfície constantemente. Decompondo a luz das estrelas, vemos que seu espectro obedece o espectro de um corpo negro, o que faz sentido se levarmos em conta que a estrela é um gás a tal temperatura e pressão que não deixa nem os fótons da núcleo e da camada radiativa escaparem. Ou seja, as estrelas absorvem toda a radiação que chega até elas, não refletem nem refratam. A luz das estrelas é então proveniente de sua própria radiação, sendo que elas são praticamente corpos negros (seu espectro também apresenta linhas de absorção).

Da equação de Stefan-Boltzmann, sabemos que:

, onde F é o fluxo na superfície da estrela, T é a temperatura da superfície estrela e σ é a constante de Stefan-Boltzmann.

Da equação do fluxo,

. Com d=R, teremos o fluxo da superfície na estrela, tendo então:

Essa é uma importante relação da luminosidade da estrela em função do raio e da temperatura da superfície. Sabemos que a temperatura da superfície é bem menor que a do núcleo, já que a superfície perde calor pro ambiente por radiação e o núcleo gera calor com as reações. Podemos calcular a temperatura na superfície também através da radiação que chega delas até nós, através da lei de Wien: Da distribuição de Planck, temos que:

Derivando em λ e igualando a zero, teremos uma relação entre temperatura e comprimento de onda do pico de emissão.

Fazendo ,

Observando essa equação, podemos ver que para x=5, encontraríamos um resultado próximo do real, já que . Então, podemos utilizar um polinômio de Taylor em 5, do segundo grau para uma boa aproximação do valor de x, que dá em torno de 4,965. Com esse resultado, teríamos que

Que é a Lei de Wien, descoberta empiricamente por Wilhelm Wien e demonstrada matematicamente mais tarde com a distribuição de Planck. Ela é uma simples relação entre a temperatura da superfície (T) e o comprimento de onda do pico de emissão (λ). Como o pico de emissão da maioria das estrelas está no visível, fica bem fácil achar o pico e calcular a temperatura da superfície com isso.

Achar a luminosidade da estrela já é possível também de uma maneira bem simples. Separando a luz da estrela, podemos medir o fluxo e, sabendo a distância, sabemos o fluxo. O fluxo é a relação de luminosidade que nos atinge por área atingida. Estrelas com maior luminosidade são as mais brilhantes aos nossos olhos.

, sendo L a luminosidade, F o fluxo e d a distância da estrela.

Para medir a distância, temos vários métodos para diferentes casos. O principal, é o método da paralaxe. Observando a posição de uma estrela nas coordenadas da esfera celeste durante um ano, observa-se que ela oscila num minúsculo ângulo. Isso ocorre devido ao movimento da terra em torno do Sol, fazendo com que nossa posição em relação a estrela mude. Esse ângulo é chamado de ângulo de paralaxe. Medindo-o e usando de trigonometria básica, temos que:

, sendo d a distância a ser medida, p o ângulo de paralaxe e r a distância Terra-Sol.

Geralmente, os ângulos de paralaxe são minúsculos, da ordem de décimos de segundo. Ângulos pequenos assim tem a propriedade de seu valor em radianos se aproximar bastante da tangente e do seno, então como uma boa aproximação, podemos escrever, numericamente que:

, sendo a distância em UA (unidades astronômicas) e o ângulo em radianos.

Como os ângulos são medidos todos em segundos, foi definido a unidade de distância o parsec. O parsec é definido como sendo a distância que um astro estaria de nós quando seu ângulo de paralaxe fosse igual a 1 segundo. Levando em conta a relação acima e que 1"=π/648000 rad, temos que

, o que equivale a distância de 1pc em UA.

Ou seja, no geral, o parsec (pc) pode ser calculado com a mesma regra dos radianos e unidades astrônomicas, com a adaptação:

Há casos onde o objeto que queremos medir está muito distante e a paralaxe não pode ser medida com nossos telescópios. Para esses casos, usa-se de outros métodos, como o das estrelas variáveis. Estrelas variáveis são estrelas de brilho variável. Medindo o período de variação de seu brilho, pode-se achar a luminosidade da estrela, o que nos dá a distância já que sabemos medir o fluxo. Objetos como aglomerados e galáxias distantes possuem geralmente algumas estrelas variáveis. Assim, podemos calcular a distância do aglomerado ou da galáxia inteira com uma única estrela variável. Tendo a distância, conseguimos a luminosidade. Com a luminosidade e a temperatura (obtida com a Lei de Wien), podemos encontrar o raio da estrela com a relação luminosidade-raio-temperatura. Tendo essas informações, dá pra determinar a atual fase em que a estrela tá e até estimar sua massa e tempo de vida. Sabemos que o tempo de vida depende de quanto combustível ela tem pra gastar e de quanto combustível ela gasta a cada segundo (luminosidade). Sabemos que a o combustível é proporcional a massa, mas a luminosidade aumenta mais ainda com a massa, então temos que quanto maior a massa, menor o tempo de vida. A relação luminosidade-massa é:

, sendo esse P uma constante que também depende da massa: P=2,5 para estrelas de massa inferior a meia massa solar, P=4 para estrelas de massa entre 0,5 e 3 massas solares e P=3 para estrelas de massa superior a 3 massas solares.

Sabendo disso, pode-se estimar a massa e o tempo de vida das estrelas apenas calculando sua luminosidade.

Classificação[editar | editar código-fonte]

Existem dois tipos de classificações: A classificação espectral de Harvard e a classificação de Luminosidade. Depois de algumas descobertas e por outros motivos, a classificação espectral (que antes classificava as estrelas quanto ao espectro de emissão) passou a classifica-las quanto a sua temperatura de superfície.

Classificação espectral:

  • O - Temperatura entre 40.000 a 20.000 Kelvin e são azuis. Mintaka e Alnitak, por exemplo.
  • B - Temperatura entre 20.000 a 10.000 Kelvin, são branco-azuladas. Rigel e Spica são desse tipo.
  • A - Temperatura entre 10.000 a 7500 Kelvin, sendo brancas. Sirius e Vega são classe A.
  • F - Temperatura entre 7500 a 6000 Kelvin, de cor branco-amarelada. Canopus e Procyon são assim.
  • G - Temperatura entre 6000 a 5000 Kelvin, de cor amarela. O Sol e Capella são desse tipo.
  • K - Temperatura entre 5000 a 3500 Kelvin, de cor alaranjada. Arcturus e Aldebaran são desse tipo.
  • M - Temperatura entre 3500 a 2000 Kelvin, de cor vermelha. Betelgeuse e Antares.

Além disso, ainda classificam cada classe dessa com um número de 0 a 9. Assim, as estrelas se podem ser do tipo O1, O2, ..., O9, B0 e etc.

Quanto a classificação de luminosidade, temos em ordem:

I – As Supergigantes.

As supergigantes são estrelas muito massivas e luminosas perto do fim de suas vidas. Estas estrelas são muito raras. Cerca de uma em um milhão de estrelas é uma supergigante. A supergigante mais próxima é a estrela Canopus, na constelação de Carina, distante 310 anos-luz. Outros exemplos são Betelgeuse e Rigel em Órion e, Antares na constelação do Escorpião. Dividem-se em

Ia – supergigantes mais brilhantes;
Ib – supergigantes.


II – Gigantes luminosas

São estrelas que possuem a sua luminosidade entre as estrelas supergigantes e as gigantes. Como exemplos podemos citar Sargas em constelação de Escorpião e Alphard na constelação da Hidra.

III – Gigantes

Estas estrelas compõem um grupo onde no fim das suas vidas têm pouca massa, mas que expandiram o seu envelope para se transformarem numa estrela gigante. Esta categoria também inclui estrelas de grande massa, que estão evoluindo para a categoria de supergigantes. Como exemplos citamos Arcturus no Boeiro e Aldebaran na constelação do Touro.

IV – Subgigantes

São estrelas que começaram a evoluir para a categoria de gigantes ou supergigantes. Como exemplo temos Alnair no Grou, Muphrid no Boeiro e Procyon na constelação do Cão Menor.

V – Sequência principal

Estrelas normais, tipo Sol, que estão ainda na fase de “queima” do hidrogénio. As estrelas gastam a maior parte das suas vidas nesta categoria antes de evoluir. As estrelas da classe O e B nesta categoria são muito brilhantes e luminosas e, geralmente, mais brilhantes do que a maioria das estrelas gigantes. Dentre muito exemplos, citamos Sírius na constelação de Cão Maior, que é a estrela mais brilhante visível à vista desarmada, Centauri em constelação de Centauro e, Vega, na constelação da Lira.

VI - Sub anãs

São estrelas menores que se formam de nuvens de baixa massa

VII - Anãs

São estrelas que geralmente são restos de estrelas mortas (como anãs brancas) ou estrelas incompletas (anãs marrons).

O código vem geralmente combinado, por exemplo: o Sol é uma estrela G2V (classificando-a como G2 na classificação de temperatura e como V na de luminosidade) e Aldebaran é K5III (K5 na temperatura e III na de luminosidade).