A Astrofísica estuda as composições químicas dos corpos celestes, tanto de seus núcleos como atmosfera, seja de planetas, estrelas ou qualquer outro astro, além da evolução dos elementos químicos nas diversas fases da vida das estrelas por fusão nuclear e a estrutura das galáxias. Para estes estudos são usadas diversas técnicas, como o estudo da composição das estrelas pela emissão de ondas eletromagnéticas.
Nebulosas
As nebulosas são nuvens de poeira e gás no interior de galáxias. Elas se tornam visíveis se o gás brilha, ou se uma nuvem reflete a luz das estrelas, ou encobre a luz dos objetos distantes. A nebulosa de emissão brilha porque seu gás emite luz quando é estimulado pela radiação das estrelas jovens quentes. A nebulosa de reflexão, brilha porque sua poeira reflete a luz das estrelas situadas no seu interior, ou ao seu redor. A nebulosa escura parece uma silhueta, porque ela encobre a luz da nebulosa brilhante ou das estrelas situadas atrás dela.
Nebulosa de Órion: nebulosa de emissão.
M20: nebulosa de reflexão (embaixo) e de emissão (em cima).
Nebulosa Cabeça de Cavalo: nebulosa escura.
Evolução Estelar
Dentro das galáxias há uma enorme quantidade de gás, que gira em torno do núcleo. A partir destas nuvens é que nascem as estrelas.
Ocasionalmente, em um ponto numa nebulosa acabam se aglomerando um pouco mais de matéria. Como já vimos antes, os corpos mais massivos tendem a puxar mais intensamente os menos massivos. Sendo assim, este pequeno aglomerado começa a puxar a matéria ao seu redor. Ela vai aumentando de tamanho e, consequentemente, a sua gravidade. Porém, como a sua gravidade aumenta, ela começa a diminuir de tamanho, aumentando a pressão entre os átomos. Quanto maior a gravidade, menor o tamanho e maior a pressão. Quanto maior a pressão maior a temperatura do globo de gás.
À um certo nível, a bola de gás começa a ficar bem visível, parecendo uma bola esbranquiçada no meio de tanto gás que se junta cada vez mais à ela. Ela é chamada de Proto-Estrela.
A pressão vai aumentando, sua temperatura também. Levando-se em conta que os gases da nebulosa são formados praticamente de hidrogênio, que tem somente um próton, estes átomos ficam à todo instante se repulsando, enquanto a pressão aumenta. À uma determinada pressão, porém, a força que impulsiona um para o outro é tão forte que quebra a barreira do magnetismo, fundindo dois prótons de hidrogênio em um deutério, que é exatamente um hidrogênio com um nêutron. A temperatura de seu núcleo, neste momento, é de cerca de 12 milhões ºC, e as reações nucleares começam. O hidrogênio é convertido em hélio (mais à frente explicaremos o processo de fusão nuclear). Esta conversão produz energia e luz, fazendo a estrela brilhar. Ela é chamada, agora, de estrela da Seqüência Principal ou anã.
Este tipo de estrelas é amarela, como o Sol. Nesta fase, a gravidade alta que puxa para dentro e a forte pressão exercida para fora pela fusão nuclear entram em uma disputa, equilibrando o tamanho da estrela.
Ela fica nesta fase a maior parte de sua vida. O futuro dela, porém, dependerá de sua massa, que poderá ser até uma massa solar ou três massas solares.
Estrelas pouco massivas
Uma estrela de cerca de uma massa solar permanece na Seqüência Principal por cerca de 10 bilhões de anos. Após este período, todo o hidrogênio é convertido em hélio, ficando apenas uma pequena quantidade de hidrogênio na superfície. Como as reações nucleares param, a gravidade fica maior que a pressão, diminuindo o tamanho da estrela. Com isto, a pressão no interior aumenta entre os núcleos de hélio. À uma temperatura de 120 milhões ºC, dez vezes maior do que a temperatura necessária para fundir o hidrogênio, os núcleos de hélio se fundem em e trios e quartetos, formando carbono e oxigênio. Como as reações voltaram à acontecer, o tamanho da estrela aumenta e sua cor passa para vermelho. Ela é chamada, agora, de Gigante Vermelha, e tem um diâmetro tão grande que engoliria as órbitas de Mercúrio, Vênus, Terra e provavelmente Marte.
A estrela permanece nesta fase durante cerca de 100 milhões de anos, quando o hélio se esgota. A estrela entra em colapso novamente, diminuindo seu tamanho e aumentando sua pressão como conseqüência. À um certo nível deste colapso, os átomos de carbono finalmente se fundem, produzindo uma gigantesca energia. Por esta energia ser muito alta, ela acaba "empurrando" as camadas exteriores, ejetando-as. Estes gases formam um grande anel de gás em torno do quase apagado núcleo. Ela é chamada de Nebulosa Planetária.
Nebulosa Planetária NGC6369.
Estes gases se dissipam para os espaço, formando novas estrelas, porém mais evoluídas, já que são formadas com bastante carbono e oxigênio. O núcleo da estrela começa a se resfriar, ficando esbranquiçada. Sua gravidade é imensa, e recebe o nome de Anã Branca.
Pouco tempo depois, sua superfície começa à se esfriar, ficando com uma cor avermelhada. Ela é, agora, uma Anã Vermelha.
Após um curto período de tempo, a estrela se apaga completamente, morrendo numa Anã Negra.
Estrelas de grandes massas
As estrelas de cerca de três massas solares têm um futuro bem diferente das menos massivas. Elas permanecem na Seqüência Principal durante 10 milhões de anos (mil vezes mais rápido que uma menos massiva), tendo normalmente uma cor meio azulada, já que por serem mais massivas produzem mais energia, logo, são mais quentes (ver "Cores Espectrais e Temperatura das Estrelas", mais embaixo). Quando o hidrogênio se esgota, a estrela entra em colapso e diminui de tamanho. Sua pressão aumenta e começam as fusões de hélio em carbono e oxigênio, à uma temperatura de 120 milhões ºC. Por conter mais matéria, a quantidade de núcleos de hélio fundindo-se em carbono e oxigênio é maior. Consequentemente, a estrela fica bem maior que uma Gigante Vermelha. Como ela tem uma maior gravidade que as estrelas de pouca massa, ela não sofre o mesmo efeito de uma Nebulosa Planetária. Seu diâmetro pode chegar até as órbitas de Júpiter ou Saturno. É chamada, agora, de Supergigante.
Betelguese, estrela da constelação de Órion, é uma Supergigante Vermelha.
Antares, estrela mais brilhante da constelação de Escorpião, é uma Supergigante Vermelha. Esta é uma foto das emissões de raios ultra-violeta da estrela, e por isto ela aparece em amarelo.
(É aconselhável o uso de uma tabela periódica neste momento, para melhor compreenção do texto.)Com o tempo, o hélio se esgota, e a estrela entra de novo em colapso. A pressão aumenta, o suficiente para fundir dois núcleos de carbono em Magnésio e Neônio, à uma temperatura de 300 milhões ºC. Apesar de não entrar em colapso total, a estrela, depois de perder uma pequena quantidade de carbono, diminui levemente o seu tamanho, o suficiente para fundir carbono e oxigênio em Silício e dois de oxigênio em Enxofre. Após se esgotar o carbono e o oxigênio, a estrela entra em colapso novamente, até fundir, à uma temperatura de 5 bilhões ºC, um núcleo de silício e um de magnésio, e um núcleo de enxofre e um de neônio em núcleos de Ferro.
Camadas de uma Supergigante no fim de sua vida.
Após se esgotarem estes combustíveis, a estrela entra em colapso novamente, para fundir núcleos de ferro. O ferro, porém, é um elemento especial. Enquanto todos os elementos até agora emitem energia quando se fundem, o ferro precisa de energia para se fundir, energia esta que não existe no interior das estrelas. Sem a força da fusão nuclear que empurrava para fora, a gravidade simplesmente puxa todas as camadas externas e a estrela diminui rapidamente de tamanho. Os núcleos de ferro (lembro que têm carga positiva) colidem com os elétrons que se alojaram abaixo da camada ferrosa, no núcleo, formando nêutrons. Enquanto acontece esta criação de nêutrons, toda a matéria das camadas externas cai sobre o núcleo, mas por causa da grande densidade, é "refletida" de volta. Neste momento, a matéria que ainda está descendo e a matéria que já está subindo se chocam, produzindo energia. Toda a matéria é explusa, por causa desta "reflexão", ajudada pela grande energia produzida. Este fenômeno é visto como uma imensa explosão, tendo um brilho tão intenso que pode ser visto a olho nu de dia, daqui da Terra, dependendo de sua distância. Sua energia é equivalente à energia de 100 estrelas como o Sol durante todas as suas vidas, de mais de 10 bilhões de anos! Esta explosão é chamada de Supernova. À uma temperatura de 10 bilhões ºC no mínimo, a energia emitida pela explosão é suficiente para fundir os núcleos de ferro com os restos de todos os outros elementos e com diversos nêutrons soltos, no momento da explosão, em todos os outros elementos da tabela periódica até Urânio.
Supergigante antes da explosão, vista à uma grande distância.
Supergigante (foto anterior) explodindo em Supernova.
A estrela apontada na foto da esquerda na nebulosa de Tarântula (em 1984)explode em supernova na foto da direita (em 1987).
Supernova 1994D na galáxia NGC4526
Em um intervalo de tempo que varia de dois segundos para dois meses, a energia cessa e o brilho diminui. Os elementos ejetados se expandem rapidamente, formando as mais complexas nebulosas do universo, que vão dar origem à outras estrelas e sistemas planetários, chamadas Supernovas Remanescentes.
NGC2359.
Como resultado do rápido domínio da gravidade sobre a pressão, a contração transforma-se em um colapso incontrolável no núcleo restante.
Se a estrela tem, neste momento, cerca de uma massa solar, a velocidade do colapso chega perto de 25% da velocidade da luz. Em menos de um segundo, o diâmetro do núcleo é reduzido de 8050Km para 20Km, estando com uma densidade maior que 100 trilhões de vezes a da água. Como dito antes, a colisão entre núcleos de ferro e elétrons, no núcleo, criou nêutrons. Por causa disto, o núcleo é basicamente formados destas partículas, e recebe, agora, o nome de Estrela de Nêutrons ou Pulsar, pois gira muito rapidamente (cerca de 30 vezes por segundo) em torno de si mesma. A estrela, nesta fase, é muito magnética (alguns bilhões ou trilhões de vezes o magnetismo da Terra). Sendo assim, os pólos norte e sul magnéticos emitem muita radiação, que são captadas que nem faróis, por causa da grande velocidade de rotação, se algum dos polos estiver em nossa direção.
Esquema representando um Pulsar.
Pulsares em uma nebulosa.
Se a estrela, logo após a explosão, tem cerca de três vezes a massa solar, a gravidade da estrela é muito maior do que a das Pulsares. Sendo assim, ela se transforma em uma Pulsar, mas ao invés de parar por aí, a gravidade puxa ainda mais matéria. A gravidade é tanta que nem a luz consegue mais sair dela. Sendo assim, ela se transforma em um Buraco Negro, pois nem a luz emitida na estrela consegue mais sair dela, ficando totalmente invisível. Porém, se houver uma estrela muito próxima a ela, sua luz que é sugada para o buraco negro emitirá radiação. É esta radiação que os astrônomos detectam aqui da Terra, descobrindo o buraco negro.
O limite gravitacional de um buraco negro é chamado Horizonte de Eventos, um disco imaginário que gira em torno do centro. Uma pessoa de 45 Kg aqui na Terra teria cerca de 30 bilhões de toneladas quando perto - mas não dentro - do Horizonte de Eventos! Teoricamente qualquer massa pode ser convertida em um Buraco Negro. Basta comprimi-la até formar o Raio de Schwarzschild. Para o Sol o raio equivalente seria 3Km. Para encontrar o Raio de Schwarzschild de qualquer objeto, divida a massa do objeto pela massa do Sol e multiplique por 3.
Supostos buracos negros no interior das galáxias NGC3377, NGC3379 e NGC4486B.
Fusão Nuclear nas Estrelas
A fusão nuclear é o maior meio de produção de energia conhecido. Ela é conhecida apenas nas estrelas, pois não foi descoberto nada tão poderoso quanto as forças internas de uma estrela para produzir tal energia. O processo consiste basicamente na sintetização de elementos pesados, fundindo um ou mais átomos de elementos mais leves. Em uma estrela da Seqüência Principal, hidrogênio é convertido em hélio. Mas, como?
Quando a forte pressão entre os átomos é forte demais, um núcleo de hidrogênio, que estava tentando se repelir do outro, acaba forçado a encostar no outro. Esta força é uma força gigantesca, que expulsa um pósitron - a partícula que dá a carga positiva ao próton - de um próton, que se transforma em um nêutron (lembramos que um núcleo de hidrogênio é um próton). O núcleo, agora, é de deutério, que é um núcleo de hidrogênio com um nêutron. Estando ainda à uma pressão elevada, um outro próton não consegue fugir deste deutério, que acabam se fundindo. O núcleo é, agora, um núcleo de Hélio3: dois prótons e um nêutron. Nesta fase da fusão, nenhuma partícula é expelida, apenas raios gama, o "calor" da estrela. Estes raios caminham cerca de 2 milhões de anos por dentro da estrela até chagar à superfície. No caso do Sol, após chegar à superfície, estes raios chegam em oito minutos aqui na Terra. Continuando com uma pressão elevada, este Hélio3 se funde com outro Hélio3. Nesta fusão, dois nêutrons e dois prótons permanecem, enquanto os outros dois prótons são cuspidos. Neste instante, o núcleo vira um núcleo de Hélio. Os outros dois prótons expelidos vão se fundir com outros, formando outros núcleos de Hélio.
Analisando a trajetória da fusão do hidrogênio em hélio, veremos que enquanto um núcleo de hélio é formado, quatro de hidrogênio se perdem: dois ficam presos, sem poder se fundir com outros núcleos de Hidrogênio, e dois nêutrons, que perderam seus positrons, consequentemente sua carga elétrica. É assim que o hidrogênio se esgota.
Magnitudes Estelares
Magnitude é a medida do brilho de uma estrela. A magnitude aparente indica a intensidade do brilho de uma estrela vista a olho nu. Quanto mais baixa é a magnitude, mais brilhante é a estrela. O limite da visibilidade a olho nu depende das condições do céu, mas as estrelas menos brilhantes que podem ser vistas em uma noite bem limpa têm magnitude +6. Quanto mais próxima está uma estrela, mais brilhante ela parece ser. Como as estrelas encontram-se a diferentes distâncias, a magnitude aparente não mede seu verdadeiro brilho. A magnitude absoluta compensa a distância da estrela, calculando sua magnitude aparente como se ela estivesse a uma distância de 32,6 anos-luz (10 parsecs). Por exemplo, Sirius A é uma estrela próxima e tem magnitude aparente de -1,4. Porém, sua magnitude absoluta é +1,4. O Sol tem magnitude aparente de -26,7 e magnitude absoluta de +4,8.
Cores Espectrais e Temperaturas das Estrelas
Quando direcionamos um prisma na direção de um foco de luz, vemos esta luz decomposta. Cada tipo de luz, ou seja, cada luz colorida, tem uma velocidade diferente, ao atravessar um meio transparente. Por que? Quando um elétron salta de um nível de maior energia para um de menor energia, ele libera uma energia, que pode ser expressada como luz ou como radiação. A cor da luz de cada onda eletromagnética emitida depende de lambda, que é o comprimento da onda emitida, que depende da fonte (cada elemento tem um tipo de comprimento para cada salto). Sendo assim, cada elemento químico emite luz na forma de um espectro descontínuo próprio. Se misturarmos todas as cores emitidas por cada reação no interior de uma estrela, ela aparentará ser azul, vermelha, amarela... dependendo dos elementos mais abundantes da estrela somados com os menos abundantes. Vemos, então, o Sol amarelo, Antares vermelha, Sirius azul. Decompondo a luz de uma estrela, poderemos ver todo os espectro descontínuo de todos os elementos da estrela, sendo que cada conjunto de faixa mais brilhante é de um elemento mais abundante. Com isto, temos como verificar os componentes químicos de uma estrela.
A cor de uma estrela dá a indicação de sua temperatura. Estrelas quentes são azuis, enquanto que as frias são vermelhas. As estrelas são agrupadas em Tipos Espectrais, dependendo da variação das linhas de hidrogênio no espectro descontínuo, principalmente, mas são levadas em conta as outras linhas de diversificados elementos dependendo do estágio da vida da estrela. Temos os tipos: O, B, A, F, G, K, M, onde as O são azuis e as M vermelhas. Além destes tipos, temos ainda os tipos R, N e S, que estão logo após o M, mas que são menos importantes. Cada tipo espectral é subdividido em uma escala de 0 a 9. Notamos que os elementos citados em Evolução Estelar não são únicos na estrela: são os elementos e reações principais nas marcantes mudanças de estágios em sua vida. Entre estes estágios, diversos outros elementos são criados e cada um normalmente é, por um curto período de tempo (pelo menos) na vida da estrela, mais abundante.
Tipo O
Este grupo é caracterizado pelas linhas de hélio, oxigênio e nitrogênio por trás das linhas de hidrogênio. O tipo O é composto de estrelas muito quentes que são fortes e brilhantes como as destacadas linhas de hidrogênio e hélio.
Tipo B
Neste grupo, as linhas de hélio têm máxima intensidade na subdivisão B2 e decrescem progressivamente nas subdivisões mais altas. A intensidade das linhas do hidrogênio crescem de acordo com as subdivisões. Uma estrela típica deste grupo é Alnilam, a estrela central do Cinturão de Órion.
Tipo A
Este grupo compreende as tão famosas Estrelas de Hidrogênio, com o espectro dominado por linhas de absorção do hidrogênio. Uma estrela típica deste grupo é Sirius, na constelação de Cão Maior.
Tipo F
Este grupo compreende as estrelas cujas linhas de cálcio e hidrogênio predominam. Uma estrela deste grupo é a estrela Delta Aquilae, na constelação de Aquila.
Tipo G
Este grupo compreendem as estrelas com muitas linhas de cálcio e hélio e não muito hidrogênio. O espectro também contém alguns outros metais. O Sol é deste grupo, e as outras estrelas deste tipo são chamadas de Estrelas Solares.
Tipo K
Este grupo compreende as estrelas com mais cálcio e que indicam a existência de outros metais. O espectro ultravioleta é menos intenso que o infravermelho, comparado com os dos outros tipos já mencionados. Uma estrela típica é Arcturus, na constelação de Boieiro.
Tipo M
Este grupo compreende as estrelas com espectros dominados por moléculas de óxidos metálicos, principalmente óxido de titânio. A luz ultravioleta dos espectros é menor ainda que as do tipo K. A estrela Betelguese, a segunda mais brilhante da constelação de Órion, é típica deste grupo.
Todas estas características mostram que as estrelas são similares em composição química e os tipos espectrais são alinhados em uma ordem térmica que vai do mais quente ao mais frio. A temperatura média superficial das estrelas de cada tipo são:
As cores superficiais das estrelas variam de acordo com a massa estelar. Uma estrela muito massiva produzirá muita energia, e portanto, sua superfície será mais quente, tendendo à ser azul, enquanto uma estrela pouco massiva produzirá menos energia, e sua superfície será mais fria, tendendo à ser vermelha. Sendo assim, uma estrela azul pode estar na mesma fase de Supergigante, por exemplo, que uma estrela vermelha. A diferença estará na quantidade de energia produzida, que dependerá da massa.
O Diagrama Hertzprung-Russel
"Por que as estrelas que fundem hidrogênio são chamadas de estrelas da Seqüência Principal?"
A resposta para esta pergunta fica clara quando colocamos em um diagrama as magnitudes absolutas das estrelas pelos seus tipos espectrais. O resultado é um diagrama chamado Hertzprung-Russel de classificação estelar (diagrama H-R). Este diagrama mostra grupos bem definidos de tipos estelares, que estão relacionados com as vidas delas. O grupo que tem mais estrelas é o grupo das anãs, o da Seqüência Principal, que corta o diagrama em uma tira diagonal. Além deste grupo, temos ainda o grupo das Gigantes, das Supergigantes e Anãs Brancas. Do lado direito estão as estrelas vermelhas, as mais frias, enquanto as do lado esquerdo são as azuis, as mais quentes. O Sol está praticamente no meio da Seqüência Principal.
Continuar - Astrofísica: Sistemas Planetários e Sistema Solar.
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