Ilustração artística da sonda Pioneer 10 da NASA, olhando para o Sol à medida que deixa o Sistema Solar.

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Via Láctea, nossa galáxia.

            O Telescópio Espacial Hubble, responsável por muitas
das maiores descobertas da Astronomia Moderna.

    Nesse monumental cenário da vida cósmica, o tempo é um fator crucial sobre a perspectiva de o homem, algum dia, visitar regiões distantes do Sistema Solar. À velocidade máxima das naves espaciais disponíveis, 100.000 quilômetros por hora, uma viagem até a estrela mais próxima, a Alfa de Centauri, demoraria por volta de 45.000 anos. Isso é quatro vezes e meia mais que o tempo de existência da própria civilização humana. Mesmo à velocidade da luz, o limite absoluto do Universo, segundo as leis da Física, o trajeto tomaria quase quatro anos e meio só de ida! Certamente, ainda não se podem considerar como reais as diversas alternativas sugeridas pelos escritores de ficção científica [hiperespaço, jumper (salto), dobra espacial, etc.]. Mas também não é impossível que viagens desse gênero se tornem, afinal, um ambicionado passaporte da humanidade para as estrelas.

    MAS, O QUE É UMA ESTRELA E DE QUÊ ELAS SÃO FEITAS? - Uma estrela é um corpo celeste luminoso formado de plasma*, portanto elas não apresentam uma superfície definida, e muito menos matéria sólida. São compostas simplesmente de gás ionizado livre, sustido pela inexorável atração da gravidade. Essa gravidade obriga o gás a assumir a mais simples das configurações geométricas – a forma esférica (por isso todos os corpos celestes de grande massa tendem a ter forma esférica!). Competindo contra a gravidade numa estrela existe a pressão do gás superaquecido. Por causa de sua pressão interna, ele produz energia por fusão nuclear, transformando moléculas de hidrogênio em hélio. A energia gerada é emitida através do espaço sob a forma de radiação eletromagnética (luz), neutrinos e vento estrelar.

    Globo de Plasma – O plasma é o quarto estado da matéria (sendo os outros três: sólido, líquido e gasoso), produzido pela ionização de um gás, cujos átomos apresentam um comportamento coletivo. No exemplo do globo de plasma, os raios são produzidos pelas descargas elétricas em gases ionizados.

    Quando o Universo se formou há cerca de 14 bilhões de anos, apenas os átomos de hidrogênio e parte do hélio foram formados (o hidrogênio é o elemento mais leve, simples e abundante do universo, e é o principal componente das estrelas). Na natureza só existe um tipo de objeto capaz de fabricar os demais átomos: as estrelas. Nos seus núcleos, em temperaturas de dezenas de milhões de graus e pressão imensa, ocorrem os processos de fusão nuclear pelos quais são fabricados os elementos químicos. Outros elementos, os mais massivos como urânio ou plutônio, são fabricados apenas no momento em que ocorre o colapso do núcleo de uma estrela, o fenômeno chamado Supernova. A esse processo chamamos de Nucleossíntese, e entenderemos melhor adiante.

    O QUE DIFERENCIA ESTRELAS DE PLANETAS? - Estrelas (como o nosso Sol) têm brilho próprio. Planetas como a Terra e corpos celestes como a Lua apenas refletem parte da luz que recebem.

    Uma das descobertas mais bonitas da Ciência moderna é de que tudo o que existe na Terra, na Lua e nos outros planetas foi gerado nas estrelas. As pedras, os metais, o carbono dos seres vivos, o oxigênio que a gente respira, tudo. É por isso que somos todos “poeira das estrelas”.

    A evolução na Terra ocorre, em parte, por causa das mutações, e estas são influenciadas, em parte também, pela incidência dos raios cósmicos, essencialmente prótons lançados de estrelas que a muito já se foram, em Supernovas ou ejetando suas camadas externas na fase de Gigante Vermelha. Pense nisso: Nós estamos, de uma maneira muito profunda amarrados ao cosmo!

    DE ONDE SE ORIGINARAM AS ESTRELAS? - Estrelas nascem em nuvens moleculares, grandes regiões de matéria de alta densidade (apesar dessa densidade ser um pouco menor do que aquela obtida numa câmara de vácuo na Terra), composta basicamente de hidrogênio e cerca de 25% hélio, e outros elementos mais pesados em pequenas quantidades, e se formam por instabilidade gravitacional nestas nuvens. As nuvens moleculares possuem centenas de massas solares de gás. As estrelas se formam de uma nuvem.

 
Fases de formação de um disco gravitacional em uma nebulosa.

    As regiões mais densas do gás contraem-se em aglomerados formadores de estrelas, cada um deles centenas de vezes mais densos e luminosas que o Sol. À medida que o gás e a poeira continuam a cair para o interior do disco, os átomos do gás colidem entre si com freqüência e velocidade crescentes – o gás se aquece. Depois de aproximadamente 1 milhão de anos, a gravidade no centro do disco  transforma-o em uma pequena, quente e densa esfera, aonde o calor (radiação infravermelha) chega à temperatura de 2 milhões de graus: esse núcleo é denominado protoestrela. A radiação ultravioleta da estrela ioniza o gás hidrogênio que as envolve.

A Proto-estrela entra na seqüência principal, e passa a ser uma estrela!

    Esse estágio pode durar entre 10 e 50 milhões de anos. Em seguida, o gás ficará tão quente que o centro da estrela incipiente ferve a uma temperatura de 18 milhões de graus, tão quente que consegue sustentar a fusão termonuclear. Isso que dizer, átomos de hidrogênio se movem tão rápido que se fundem e formam átomos maiores, de hélio, e liberar energia, e o gás remanescente da formação estelar é ejetado para longe; uma parte desse gás e poeira poderá mais tarde se aglomerar para formar planetas. Se há fusão, você tem uma estrela. Mas, se a massa não for suficiente (menos de 0,1 massa solar), não se formará uma estrela, e em vez disso se tornará uma anã marrom, um objeto sub-estelar em que não tem lugar a fusão de hidrogênio, mas que brilha em infravermelhos e no vermelho devido a alguns outros tipos de reações nucleares e ao calor interno..

    Sempre que um núcleo de hélio é formado, um fóton de luz é gerado. A estrela entra na seqüência principal e seu lugar nessa seqüência dependerá de sua massa. Assim, as estrelas permanecem estáveis por muito tempo, com o calor das reações nucleares equilibrando a atração gravitacional.

Estrelas jovens como as Plêyades ainda estão cercadas por gás e poeira.

• núcleo - onde ocorrem as reações de fusão nuclear;

• zona radiativa - onde os fótons retiram energia do núcleo;

• zona convectiva - onde as correntes de convecção carregam energia na direção da superfície.

    Constelação de Órion. a = Como é vista no céu noturno; b = como era idealizada na Antiguidade; c = a distância entre as estrelas que a compõem mostra que essas estrelas estão a diferentes distâncias entre si.

    Espectroscopia estrelar - Em Química e Física o termo espectroscopia é a designação para toda técnica de levantamento de dados físico-químicos através da transmissão, absorção ou reflexão da energia radiante incidente em uma amostra. A base da espectroscopia é a natureza ondulatória das radiações eletromagnéticas, cuja variável é a freqüência fundamental.

    Toda e qualquer substância tem uma identificação característica, uma assinatura espectral, que permite que ela seja detectada mesmo a grande distância.  Átomos e moléculas distintos absorvem freqüências distintas ou cores de luzes distintas. As absorvidas, ou as freqüências que faltam aparecem como linhas pretas no espectro de luz que recebemos de um planeta ou estrela. O que é mais impressionante é que podemos dizer do que uma coisa é feita sem nunca chegar a tocá-la, através da observação espectroscópica.

    Cada classe tem 9 subclassificações numéricas (0-9). Nosso Sol é uma estrela de classe G, subclassificação 2: notado dessa forma como G2.

    O nosso Sol é classificado como uma estrela do tipo G2 com base na sua temperatura e nos comprimentos de onda ou espectro de luz que emite. Ele é uma estrela "média". As estrelas do tipo M (chamadas anãs vermelhas) constituem a população estelar mais numerosa da nossa Galáxia.

Classificação espectral de Morgan-Keenan

O: estrelas azuis, com temperatura da ordem de 40.000 K

B: estrelas azuis, com temperatura da ordem de 25.000 K

A: estrelas brancas, com temperatura da ordem de 9.500 K

F: estrelas brancas, com temperatura da ordem de 7.200 K

G: estrelas amarelas, com temperatura da ordem de 5.800 K

K: estrelas alaranjadas, com temperatura da ordem de 4.900 K

M: estrelas vermelhas, com temperatura da ordem de 3.600 K

L: anãs marrons, com temperatura da ordem de 2.000 K

T: anãs marrons, com temperatura da ordem de 1.000 K

    A magnitude aparente indica a intensidade do brilho de uma estrela vista a olho nu. 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. Objetos de magnitude superior a cerca de +5,5 não podem ser vistos a olho nu. A magnitude aparente fornece uma forma de comparar quão brilhante um objeto parece em relação a outro, mas não quão brilhante ele é. Isto porque a magnitude aparente depende da distância em que o objeto se encontra.

    A magnitude e o tipo espectral (cor) das estrelas podem ser dispostos sobre um gráfico denominado diagrama Hertzsprung-Russell (usualmente utiliza-se a abreviação Diagrama HR), que mostra que as estrelas tendem a se arranjar em diversos grupos bem definidos. Os grupos principais são as estrelas da Seqüência Principal (que transformam hidrogênio em hélio), gigantes, supergigantes e anãs brancas. mostra a relação matemática entre magnitude absoluta, luminosidade, classificação estrelar e a temperatura de superfície.

     Há 22 séculos, o grego Hiparco tornou-se o primeiro a compilar um catálogo de 850 estrelas e a classificá-las de acordo com o brilho, numa medida que ele denominou magnitude. Sabe-se que ele as dividiu em seis grupos e no primeiro deles colocou as vinte estrelas que apareciam logo após o anoitecer. Eram os astros de primeira magnitude. Na sexta magnitude, reuniu os astros mais fracos. Seja como for, hoje conhecemos o brilho de 6 milhões de estrelas variáveis e temos catálogos com 15 milhões de estrelas de magnitude acima de 15, além de 4 milhões de galáxias.

    Magnitudes aparente de objetos conhecidos:

• Magnitude aparente do Sol: -26,74

• Magnitude aparente da Lua cheia: -12,6

• Magnitude aparente da estrela Vega: 0,00

• Magnitude aparente de Sirius (estrela mais brilhante): -1,5

• Magnitude aparente das menores estrelas visíveis a olho nu: 6 a 7

• Magnitude aparente da menor estrela visível por telescópio da Terra: 25

Magnitude aparente

    No Diagrama HR, a maior parte das estrelas encontra-se na faixa conhecida como seqüência principal, que relaciona a magnitude absoluta e tipo espectral das estrelas que queimam hidrogênio em seu núcleo. Em Astronomia, a sequência principal é uma curva no Diagrama HR, mais exatamente uma faixa, onde a maior parte das estrelas estão localizadas. Estrelas localizadas nesta faixa são chamadas de estrelas de seqüência principal [são aquelas que estão gerando luz e calor da fusão do Hidrogênio em Hélio em seu núcleo]. As mais frias são chamadas de anãs vermelhas. O Sol, juntamente com a maior parte das estrelas visíveis a olho nu, está na sequência principal.

    O Sol é tomado com uma estrela padrão nesse sistema (Luminosidade = 1) não porque seja especial em algum sentido, apenas porque é a estrela mais próxima e melhor estudada que conhecemos, e a maior parte das características de outras estrelas é geralmente dada em unidades solares.

    COMO OS ASTRÔNOMOS MEDEM A DISTÂNCIA EM ANOS-LUZ ENTRE AS ESTRELAS E A TERRA? - Em Astronomia, usamos como unidade de distância o ano-luz, que é a distância percorrida pela luz durante um ano. Como a luz se propaga à velocidade de 300.000 km/s e um ano tem 31 milhões e 536 mil segundos, multiplicando essas duas quantidades, obtemos 9,46 trilhões de quilômetros como a distância percorrida pela luz em um ano. A estrela mais próxima da Terra — depois do Sol, é Próxima Centauri, que fica a 39,9 trilhões de quilômetros. Podemos então afirmar que a estrela Próxima Centauri encontra-se a 4,2 anos-luz da Terra, pois sua luz leva 4,2 anos para alcançar-nos!

    Até o início do século XX as distâncias estelares eram determinadas pelo método da paralaxe. Para as grandes distâncias astronômicas tal procedimento não se revela um método preciso. O método da paralaxe mostra-se adequado para estrelas com até 50 parsecs de distância [1 parsec =  30.856.775.800.000 km ou 3,26156378 anos-luz].

    Primeiro observamos o astro com um telescópio. A luz que ele emite é como uma reta e o próprio instrumento mede o ângulo entre essa linha e a Terra. Seis meses depois, repete-se a operação. Aí, a Terra vai estar do outro lado do Sol, ou seja, no extremo oposto de sua órbita, e, por isso, o ângulo será diferente. Juntando as duas retas e a linha que representa o deslocamento da Terra entre os dois momentos, é possível desenhar um triângulo (veja o infográfico). Como o diâmetro da órbita terrestre é conhecido 300 milhões de quilômetros), que é a base do triângulo, e dois ângulos, pode-se deduzir o tamanho dos outros lados do triângulo, que são as distâncias da estrela nos dois momentos, assim, descobrir a distância entre a estrela e o nosso planeta. Usado desde 1838, o método tem margem de erro de 10%, o que é considerado muito pouco pelos astrônomos.

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Jan Hendrik Oort  

    EFEITO DOPPLER - Em 1842 Christian Doppler (1803-1853) ddemonstrou que uma fonte que se distancia do observador tem todos os comprimentos de onda de seu espectro deslocados para o vermelho, isto é, o Efeito Doppler. Com estas medidas do Efeito Doppler, foi possível também medir a velocidade radial das estrelas, isto é, a velocidade na linha de visada. Combinando estes dois movimentos, podemos medir a verdadeira velocidade da estrela em relação ao Sol. E o que é o Efeito Doppler? É uma característica observada nas ondas quando emitidas ou refletidas por um objeto que está em movimento com relação ao observador. O movimento das estrelas afeta os comprimentos de onda da luz que recebemos delas, assim como o som agudo da sirene de um carro de bombeiros que se torna mais grave quando passa por nós.

 
Ilustração das ondas sonoras emitidas de um objeto em movimento.

    CURIOSIDADES – 1) Qual a estrela mais massiva? Uma estrela no aglomerado NGC 3603 Ela foi batizada de estrela A1. Ela tem simplesmente 114 vezes a massa do nosso Sol! batendo o valor anterior de 89 massas solares Se o Sol fosse uma bolinha de tênis, a maior estrela da categoria seria um campo de futebol. Em teoria, espera-se que uma estrela não ultrapasse 150 massas solares. Um ponto interessante é que estas estrelas estão na fase final de suas vidas (de 3-10 milhões de anos!) e são chamadas de Wolf-Rayet. Se A1 tem agora por volta de 114 massas solares e está na fase final de sua vida, certamente ela nasceu com bem mais que isso. Existe uma estrela suspeita perto do centro da galáxia chamada de “Pistol Star” que acredita-se ter nascido com mais de 200 massas solares e que teria hoje por volta de 100-150. Mas, como ela foi “pesada” por métodos menos precisos que o da dinâmica gravitacional, muita gente torce o nariz para esses valores, e o recorde não foi homologado.

    2) Existem estrelas fora das galáxias? No meio intergaláctico, a densidade de gás seria baixa demais para levar à formação de estrelas. Seria, mas não é. Descobertas recentes descobriram estrelas azuis supermassivas fora das galáxias, espalhadas pelo espaço. Essas estrelas são muito jovens, 20 a 30 vezes maior do que o Sol, com idade estimada ente 5 a 30 milhões de anos. Essas estrelas são chamadas de Bolhas azuis (em inglês Blue Blobs) conhecidas como "orfanatos de estrelas" por darem origem a estrelas fora das galáxias, que são possivelmente formados por colisões de gases e turbulências subseqüentes.

    3) Qual a menor estrela conhecida? Excluídas as estrelas de nêutrons, de dimensões apenas estimadas, a menor parece ser uma anã branca - estrela que se encontra no estágio final da sua evolução - denominada LP 327-16, descoberta em 19772, com raio de 850 quilômetros, a 100 anos-luz de distância.

    4) Qual a estrela mais próxima de nós, excetuando-se o nosso próprio Sol? Alfa Centauri, também chamada de Próxima Centauri, estando a uma distância de aproximadamente 4,3 anos-luz da Terra. Caso Alfa Centauri explodisse hoje, nós só saberíamos daqui a 4 anos. Não podemos olhar para o espaço sem olhar para trás no tempo. Esta estrela é, na verdade, um sistema triplo, no qual a Alfa Centauri A é orbitada por Alfa Centauri B e Alfa Centauri C. O sistema Alfa Centauri só pode ser observado no hemisfério sul e situa-se à leste do Cruzeiro do Sul. A olho nu apresenta-se como uma estrela única de magnitude -0,29. Com telescópios de pequeno porte já se podem distinguir a Alfa Centauri A e Alfa Centauri B.

Ilustração das Estrelas de Primeira Geração.

    Algumas estrelas explodiram como supernovas, dispersando elementos pesados, como carbono e oxigênio, por todo o Universo, contribuindo na formação das gerações posteriores de estrelas, na formação de planetas e da vida em si.

    Essas estrelas extremamente maciças são as fábricas do ferro do Universo. Uma única estrela 150 vezes mais maciça do que o Sol pode produzir de 20 a 25 vezes a massa do Sol em ferro.

    As estrelas mais densas transformaram-se em Buracos Negros igualmente densos. A atração gravitacional empurrou as protogaláxias umas em direção às outras. Ao longo de centenas de milhões de anos, sucessivas fusões levaram à criação de galáxias. À medida que as protogaláxias se fundiram para formar galáxias, os buracos negros possivelmente se concentraram no centros galácticos. A colisão de protogaláxias muito provavelmente disparou formações explosivas de estrelas, exatamente como as fusões galácticas fazem no Universo atual. Os Buracos Negros das protogaláxias provavelmente se fundiram, levando à criação de Buracos Negros supermassivos. O rodopio violento de gás para dentro desses Buracos Negros teria gerado a Radiação característica dos Quasares.

    As Estrelas de Primeira Geração devem ter sido muito diferentes de todas as estrelas já observadas, pois estas possuem em seu interior uma certa quantidade (ainda que mínima) de elementos pesados, como ferro, carbono e oxigênio, embora sejam majoritariamente feitas de hidrogênio e hélio. Uma estrela primordial era puramente feita de hidrogênio e hélio e emitiriam grande parte de sua luminosidade na faixa do ultravioleta, o que a tornava  é bem diferente de uma estrela "comum" de mesma massa. Só para começar, elas deveriam ter sido muito mais quentes, maiores e mais luminosas.

    COMO OCORRE A FUSÃO NUCLEAR NO INTERIOR DE UMA ESTRELA? - Dentro do núcleo de uma estrela comum, em idade madura, a uma temperatura que chega a 15 milhões de graus, partículas atômicas chamadas prótons colidem entre si e durante o choque uma delas se transforma em outra denominada nêutron. Esse processo converte núcleos do átomo de hidrogênio, compostos de um próton cada um, em núcleos do elemento hélio, feitos de dois prótons e dois nêutrons, emitindo 2 pósitrons, 2 neutrinos e 2 raios gama. As partículas de luz, batizadas de fótons, surgem como um resíduo dessa metamorfose. Ao escapar para a superfície, os fótons colidem com hidrogênio e hélio gasosos e os aquecem. Assim, os gases fazem pressão de dentro para fora e contrabalançam a força da gravidade, que tende a puxá-los para o centro e implodir o astro. Estima-se que, nesse bate-bate com o hidrogênio e o hélio, cada fóton leva 1 milhão de anos para chegar ao espaço. Eles são o brilho estelar que vemos aqui da Terra.

    Fabricando os elementos além do Ferro: Estes elementos foram produzidos pelas primeiras estrelas, que num dado momento concluíram seu ciclo evolutivo e ejetaram para o meio interestelar os elementos químicos que produziram, seja por perda de massa seja pela explosão de uma Supernova. . Este material fez parte da geração seguinte de estrelas, que em seu ciclo de vida produziu material ainda mais enriquecido em elementos pesados, e assim sucessivamente.

    Exceto pelo hidrogênio e pelo hélio, cada átomo no Sol e na Terra foi criado em outras estrelas.

    EVOLUÇÃO DAS ESTRELAS CONFORME SUA MASSA - Todas as estrelas gastam 90% de suas viidas realizando a fusão nuclear do hidrogênio para produzir hélio em reações de alta pressão próximo ao seu centro. Tais estrelas estão na seqüência principal do Diagrama de Hertzsprung-Russell.

·        Estrelas de menor massa - Enquanto estrelas maciças têm a vida medida em milhões de anos, estrelas de menor massa medem suas vidas em dezenas de bilhões ou mesmo trilhões de anos. Todas essas estrelas ainda estão em sua infância, pois o Universo produz estrela a uns 10 bilhões de anos. Essas estrelas morrem vagarosamente.

 

·        Estrelas maciças -  Uma estrela gigante pode morrer em 1 milhão de anos. Uma estrela 10 vezes mais maciça que o Sol viverá apenas 1/1.000 da vida do Sol. Se a vida estimada do Sol é de 10 bilhões de anos, essa estrela poderá viver apenas 10 milhões de anos. Essas estrelas morrem em explosões violentas, chamadas Supernovas.

    A evolução das estrelas depende de sua massa. Veja a tabela:

(*) As estrelas massivas (>11 massas solares), no final de sua existência, passam a apresentar várias camadas fazendo nucleosíntese como uma "cebola".

    Quanto maior a quantidade de combustível que dá origem à estrela, tanto mais rapidamente será consumida. Isso acontece porque, quanto mais massa, maior calor necessitará para equilibrar sua atração gravitacional, provocando na matéria interior colisões mais freqüentes e violentas, isto por sua vez acelera as reações nucleares. Nosso Sol tem provavelmente combustível suficiente para outros 5 bilhões de anos ou mais, mas estrelas mais compactas podem consumir suas reservas no curto tempo de 100 milhões de anos.