Estrelas e Nebulosas
A maioria das coisas que você pode ver no céu à noite são
estrelas: alguns milhares são visíveis a olho nu. Uma estrela é uma esfera
quente formada principalmente por gás de hidrogênio; o Sol é um exemplo de uma
estrela típica e comum. A gravidade não permite que o gás evapore para o espaço
e, a pressão, devido às altas temperaturas e densidades, não permite que a
esfera se encolha. No núcleo da estrela, a temperatura e densidade são
suficientemente altas para manter reações de fusão nuclear, sendo que a energia
produzida por tais reações consegue chegar à superfície e ser irradiada para o
espaço como luz e calor. Quando o combustível para as fusões nucleares se
esgota, a estrutura da estrela muda. O processo de formar elementos mais
pesados a partir dos mais leves e de ajustar a estrutura interna para balancear
a gravidade e a pressão recebe o nome de evolução estelar.
Olhar para uma estrela com um telescópio pode nos dizer muitas das
suas importantes propriedades. A cor de uma estrela nos diz sua temperatura, a
qual depende da combinação entre a massa da estrela e sua fase evolucionária.
Geralmente, observações também nos permitem obter a luminosidade de uma
estrela, ou melhor, a taxa com que irradia energia na forma de calor e de luz.
Todas as estrelas visíveis a olho nu estão localizadas em nossa
galáxia, a Via Láctea. A Via Láctea é um sistema de aproximadamente 100 bilhões
de estrelas, juntamente com uma grande quantidade de matéria interestelar. A
galáxia possui a forma de um disco achatado, envolvida por um halo fraco e
redondo. A gravidade evita que as estrelas se dispersem e os movimentos delas
evitam o colapso do sistema. A Via Láctea não tem uma borda distinta – a
distribuição de estrelas decresce gradualmente com o aumento da distância em
relação ao centro. O SDSS detecta estrelas mais de um milhão de vezes mais
fracas do que aquelas que podem ser vistas a olho nu, o suficiente para ver a
estrutura externa da Via Láctea.
Astrônomos muitas vezes fazem gráficos de luminosidades de
estrelas comparadas com suas cores. O primeiro desses gráficos foi feito no
começo do século 20, quando astrônomos pegaram espectros de milhares de
estrelas, colocando-os em uma seqüência baseada na aparência de diversas
características. As classes de estrelas foram nomeadas com diferentes letras;
em ordem decrescente de temperatura, elas eram OBAFGKMLT. As estrelas mais
quentes são da classe O, enquanto as mais frias são da classe T. Dois
astrônomos, Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell, independentemente
começaram a imaginar o que aconteceria se eles comparassem as luminosidades das
estrelas com suas classificações espectrais (ou, alternativamente, com suas
temperaturas). Eles sabiam que algumas estrelas eram mais quentes e mais
luminosas do que o Sol e outras eram mais frias e menos luminosas. Hertzsprung
e Russell descobriram que 90% das estrelas se encontravam em uma faixa estreita
que denominaram "seqüência principal". Hoje, nós chamamos esse tipo
de gráfico de diagrama Hertzsprung-Russell (ou diagrama H-R).
Astrônomos, posteriormente, dividiram cada letra em dez categorias
de 0 a 9, com 0 sendo a estrela mais quente em uma dada classe espectral e 9
sendo a mais fria. Então, uma estrela B1 é mais quente do que uma estrela B2; e
uma estrela B9 é mais quente do que uma estrela A0. Nosso próprio Sol está no
final "quente" da faixa G com uma temperatura de superfície de 5770°
K (aproximadamente 5500ºC). Portanto, é chamado de uma estrela B2.
Classes espectrais nos fornecem uma maneira conveniente de se
referir aos mais diversos tipos de estrelas – desde a O0, a mais quente com
mais de 25000ºK, até a T9, as mais frias com 1000ºK. Cada tipo espectral de
estrela está associado com uma cor específica: todas as estrelas do tipo G,
como o Sol, são amarelas, todas as estrelas do tipo M aparecem avermelhadas e
todas as do tipo B são azuladas. Assim, este sistema de letras e números nos
conta onde uma estrela está no eixo horizontal (cor ou temperatura) no diagrama
H-R.
Dois sistemas alternativos nos contam aproximadamente onde no eixo
vertical (luminosidade) uma estrela pode ser encontrada. Um sistema usa a
magnitude absoluta, uma medida da luminosidade derivada da magnitude aparente
ou brilho da estrela vista da Terra. O outro sistema usa algarismos romanos,
com o algarismo mais baixo (I) sendo as estrelas mais luminosas (supergigantes)
e o algarismo mais alto (V) sendo as menos luminosas (seqüência principal).
A tabela abaixo fornece a classificação completa de classes
espectrais e luminosidades. A imagem abaixo mostra um diagrama H-R com
aproximadamente cem estrelas típicas. O eixo inferior mostra a classe
espectral; o eixo superior exibe a temperatura em graus Kelvin. O eixo da esquerda
mostra a luminosidade comparada com a luminosidade do Sol (um "10"
significa que a estrela é dez vezes mais luminosa do que o Sol); o eixo da
direita mostra a magnitude absoluta.
| Temperatura/ Classes Espectrais |  | Classes de Luminosidade | ||||
| Nome | Temp (°K) | Classe | Tipo de Estrela | |||
| O | >25,000 | I | Supergigante | |||
| B | 11,000-25,000 | II | Gigante Brilhante | |||
| A | 7,500-11,000 | III | Gigante | |||
| F | 6,000-7,500 | IV | Sub-gigante | |||
| G | 5,000-6,000 | V | Seqüência Principal, Anã | |||
| K | 3,500-5,000 | VI | Sub-anã | |||
| M | 2,200-3,500 | VII | Anã Branca | |||
| L | 1,600-2,200 | |||||
| T | <1,600 | Um gráfico esquemático do diagrama H-R. | ||||
Evolução Estelar
Estrelas não são objetos imutáveis. Quando uma estrela consome
combustível em suas reações nucleares, sua estrutura e composição mudam,
afetando sua cor e luminosidade. Assim, o diagrama H-R não apenas nos mostra
cores e magnitudes de muitas estrelas, como também os diferentes estágios nas
histórias evolutivas delas.
Todas as estrelas na seqüência principal possuem interiores quentes
o suficiente para fundir quatro átomos de hidrogênio em um átomo de hélio,
sendo que este é 0,7% mais leve do que eram os 4 átomos de hidrogênio isolados.
A perda de massa é convertida em energia, que é liberada e produz a
luminosidade da estrela. Ao longo de bilhões de anos, entretanto, o hélio
residual no núcleo da estrela se acumula. Quando uma quantidade suficiente de
hélio se acumula, pode passar por reações nucleares, onde três átomos de hélio
são convertidos em um átomo de carbono. A reação nuclear de queima de hélio
pode ocorrer apenas quando o interior da estrela atinge uma temperatura mais
alta, que causa uma expansão da superfície externa para um tamanho bem maior do
que era quando se encontrava na seqüência principal. Ainda que o núcleo da estrela
fica bem mais quente, a superfície é agora mais fria, fazendo com que a estrela
fique mais avermelhada. Assim, após um tempo, uma estrela se torna uma gigante
vermelha, movendo-se da região da seqüência principal, no centro do diagrama
H-R, para a região da gigante vermelha, no canto superior direito.
Nebulosas
Originalmente, a palavra "nebulosa" se referia a
praticamente qualquer objeto astronômico extenso (além de planetas e cometas).
A palavra "nebulosa" vem da palavra grega para "nuvem".
Antes que os astrônomos soubessem que galáxias eram coleções distantes de
estrelas, galáxias eram chamadas nebulosas por causa da sua aparência
indistinta. Hoje, a palavra nebulosa é reservada para objetos extensos
consistindo na maior parte de gás e poeira.
Nebulosas são objetos de muitas formas e tamanhos e são formadas
de muitas maneiras. Em algumas nebulosas, estrelas se formam a partir de nuvens
de gás e poeira; uma vez que algumas estrelas tenham se formado dentro da
nuvem, a luz delas ilumina a nuvem, tornando-a visível para nós. Essas regiões
de formação estelar são locais de nebulosas de emissão ou reflexão, como a
famosa Nebulosa Orion mostrada na figura à direita.
Nebulosas de emissão são nuvens de gás com temperatura alta. Os
átomos na nuvem são energizados por luz ultravioleta de uma estrela próxima e
emitem radiação quando decaem para estados de energia mais baixos (luzes de
néon brilham praticamente da mesma maneira). Nebulosas de emissão são
geralmente vermelhas, por causa do hidrogênio, o gás mais comum do Universo e
que comumente emite luz vermelha. Nebulosas de reflexão são nuvens de poeira
que simplesmente refletem a luz de uma estrela ou estrelas próximas. Nebulosas
de reflexão são geralmente azuis porque a luz azul é espalhada mais facilmente.
Nebulosas de emissão e de reflexão são geralmente vistas juntas e são às vezes
chamadas de nebulosas difusas. Em algumas nebulosas, as regiões de formação
estelar são tão densas e espessas que a luz não consegue transpassá-las. Não é
surpresa, então, que sejam chamadas de nebulosas escuras.
Outro tipo de nebulosa, chamada nebulosa planetária, é resultado
da morte de uma estrela. Quando uma estrela já queimou tanto material que não
pode mais sustentar suas próprias reações de fusão, a gravidade da estrela
provoca o seu colapso. Quando a estrela colapsa, seu interior se aquece. O
aquecimento do interior produz um vento estelar que dura por poucos milhares de
anos e que leva para fora as camadas mais externas da estrela. Quando as
camadas mais externas são levadas para fora, o núcleo remanescente esquenta os
gases, que estão agora longe da estrela, causando o brilho deles. O resultado é
uma "nebulosa planetária" (assim chamada porque se parece com
planetas gigantes gasosos pelo telescópio), formada por camadas de gás
brilhante que circundam um pequeno núcleo. Astrônomos estimam que nossa galáxia
contém aproximadamente 10 mil nebulosas planetárias. Nebulosas planetárias se
constituem em um período comum no ciclo normal de vida de uma estrela, mas eles
têm vida curta, durando apenas algo em torno de 25 mil anos.
A vida de uma estrela cuja massa é maior do que 1,4 vezes a massa
do Sol termina mais violentamente e deixa para trás um tipo diferente de
nebulosa chamada resto de supernova. Quando tal estrela esgota seu combustível
e colapsa, uma enorme onda de choque se arrasta pela estrela em alta
velocidade, fazendo voar para fora várias camadas e deixando para trás um
núcleo chamado de estrela de nêutron e uma camada de matéria em expansão
conhecida como resto de supernova. Uma onda de choque de supernova é muito mais
violenta do que o vento estelar que marca o fim de uma estrela de baixa massa.
Perto do núcleo do resto de supernova, elétrons emitem radiação chamada de
"radiação síncroton" enquanto eles espiralam-se em direção ao núcleo
a velocidades próximas a da luz. A parte ultravioleta dessa radiação pode
remover elétrons dos filamentos mais externos da nebulosa (ionizá-los), fazendo
com que brilhem. Além disso, a matéria ejetada varre o gás e poeira
circundantes enquanto se expande, produzindo uma onda de choque que excita e
ioniza o gás na nebulosa resto de supernova, a qual possui baixa densidade mas
é extremamente quente (até 1 milhão de graus!). O mais famoso resto de
supernova é a Nebulosa do Caranguejo em Touro (M1), mostrado na figura acima. A
luz do núcleo interno vem da radiação síncroton, enquanto que as regiões mais
externas brilham em muitas cores provenientes da emissão de diferentes gases,
incluindo vermelho do hidrogênio.
Anãs Marrons
Algumas estrelas fracassam antes que seu ciclo evolucionário
comece; estas estrelas fracassadas são chamadas anãs marrons. Anãs marrons são
bolas de gás que não são pesadas o suficiente para que ocorram reações de fusão
para incendiar seus núcleos, então a energia que é liberada delas vem apenas da
gravidade. Embora a existência de anãs marrons fora prevista teoricamente há muito
tempo, elas são tão frias, escuras e difíceis de serem vistas que a primeira
foi descoberta há apenas cinco anos. As anãs marrons de menor massa são na
verdade muito semelhantes a Júpiter, mostrando absorção devido ao metano em
seus espectros. As duas últimas letras no sistema de classificação de
temperatura para estrelas, L e T, foram incluídas recentemente para incluir
anãs marrons. O SDSS, juntamente com estudos adicionais no infravermelho
próximo, tem encontrado muitas anãs marrons porque cobre uma área grande do
céu, além de poder ver objetos bem fracos e ter um filtro na parte vermelha do
espectro (z). Anãs marrons são interessantes por duas razões: primeiro, podem
nos dizer a menor massa que um objeto deve ter para formar uma estrela, o que
pode nos ajudar a entender as condições de formação estelar. Segundo, anãs
marrons podem compor uma parte da massa faltante ou "matéria escura"
na nossa galáxia
Fonte
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