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As estrelas

Observatório Phoenix
Dúvidas e Perguntas?

O Nascimento de uma estrela
O que são estrelas? Imaginemos que o universo seja um espaço com nuvens de matéria em movimento aleatório. Obedecendo à lei da gravidade, esta matéria, disposta irregularmente, começa a se concentrar. À medida que um corpo gasoso de massa crescente vai se formando, o campo gravitacional também cresce. O momento angular das partículas, que se concentram, começa a gerar um vórtice girando este corpo gasoso. Quanto maior a massa, maior o seu campo gravitacional, quanto maior a campo gravitacional mais matéria é atraída, quanto mais matéria, mais massa teremos, aumentando o campo gravitacional. A rotação crescente gera campos elétricos e magnéticos que fazem revolver a massa gasosa. Quando termina este círculo vicioso? Só o atrito entre as partículas pode tentar contrariar a gravidade, aumentando a pressão. Enquanto pouco denso, o corpo vai aceitando mais matéria, mas a temperatura vai aumentando. Quando o limite do esmagamento das partículas ocorre e a temperatura já está a milhares de graus, a matéria se decompõe: é o plasma. O núcleo atômico é quebrado e partículas sub-atômicas são liberadas. Começa uma reação nuclear. O hidrogênio começa a se transformar em hélio, e quantidades enormes de energia são liberadas. A tremenda reação libera uma grande quantidade de radiação que empurra para fora, contra a gravidade, a grande massa de gás que convergia para o centro. Na luta destas duas forças gigantescas começa a busca de um ponto de equilíbrio. Nasceu uma estrela.

Sabemos que o elemento mais abundante no espaço é a molécula mais simples, composta por dois átomos de hidrogênio. Estrelas formadas desta maneira foram chamadas de População I. Foi olhando para o Sol que o homem pôde vislumbrar a energia nuclear gerada pela fusão do átomo de hidrogênio e construiu a sua bomba atômica. Até hoje, milhares de cientistas tentam domar esta energia.

Dependendo da quantidade de matéria disponível, este fenômeno pode ocorrer de formas variadas. Se a massa for insuficiente, um estrela pode nunca chegar à ignição. Alguns cientistas consideram Júpiter, nosso maior planeta gasoso, como uma estrela que estabilizou antes da ignição atômica por falta de massa, uma anã negra. Algumas estrelas conhecidas, têm apenas 7% da massa do Sol, o que nos dá um parâmetro para calcular a massa mínima necessária para a ignição de uma estrela. Em compensação, ainda não conhecemos o limite superior desta escala. Conhecemos estrelas estáveis com 20 vezes a massa do Sol. Massas maiores gerariam uma grande instabilidade e a estrela explodiria. Uma concentração de massa grande demais pode gerar o que chamamos de "buraco negro", e não permitir que a radiação saia para que tomemos conhecimento deles.

Estrelas mais massivas têm uma reação mais violenta e brilham com mais intensidade, em compensação, queimam seu combustível mais depressa. Estima-se que o tempo de vida de uma estrela possa variar entre 100 000 e 50 000 000 000 de anos. Nosso Sol, pelos nosso cálculos, é uma estrela bastante estável e deve durar 12 000 000 000 de anos, e já está quase na metade da sua vida. Isto indica que ele deve apagar dentro de 7 000 000 000 de anos, ou sejam, 7 aeons. Aeon é uma palavra grega para muito tempo, "o tempo de uma vida", na astronomia tem o significado de uma quantidade de tempo enorme, incomensurável, mas que atualmente tem sido usada como algo em torno de um bilhão de anos.

Alguns astrônomos dedicam a sua vida a estudar e classificar as estrelas. Baseados no que acontece no Sol, a estrela mais próxima, que é quase um laboratório no nosso quintal, tentam descobrir o que acontece nas estrelas distantes. O que vemos no céu é um retrato do passado, já que a luz leva muito tempo para chegar a nós, vindo de estrelas distantes. Assim podemos observar vários estágios da evolução de estrelas, dependendo da distância que está de nós.

Acreditava-se que o brilho de uma estrela estivesse diretamente ligado à sua massa, assim, numa primeira tentativa, as estrelas foram classificadas em tipos A, B, C, etc. em ordem decrescente de suas massas. As mais quentes, com mais massa têm um brilho azulado, enquanto as mais frias são avermelhadas. Mas esta classificação durou pouco. Com o uso do espectrômetro verificamos que as temperaturas reais não batiam com as esperadas. Para não perder o trabalho já feito, a ordem foi mudada para O, B, A, F, G, K e M, que permanece até hoje. Alguns dos tipos anteriores desapareceram e foram re-classificados. Subdivisões foram feitas em seguida para melhor definir o tipo, assim podemos ter subclasses B0, B2, B5, K5, etc. onde B2 é mais quente que B5, mas mais fria que B0.

A grande maioria das estrelas se parece com o nosso Sol, com a massa variando em torno de 1 massa solar. Seu comportamento é bem estável, e sua vida relativamente longa. Mas existem estrelas com temperaturas muito diferentes com o mesmo brilho. Uma estrela pequena com alta temperatura e uma estrela grande com baixa temperatura podem ter o mesmo brilho, devido à grande diferença de área irradiante. Mas será que o brilho de uma estrela é constante durante toda a sua vida? É de se esperar que o brilho vá decaindo durante a queima de suas reservas. Pelo tamanho, elas foram classificadas :

Classe Estrela
I Supergigantes
II Gigantes Brilhantes
III Gigantes
IV Sub-gigantes
V Anãs

Hertzsprung e Russel juntaram estas informações em um gráfico logarítmico, brilho x tipo espectral. Neste gráfico plotaram todas as estrelas já classificadas e observaram que elas se dividiram em grupos. Estes grupos se separavam por classe de luminosidade.

Deste modo pudemos constatar que existe uma faixa a que chamamos seqüência principal onde está a maioria das estrelas, inclusive o Sol (Classe V). A seqüência principal inicia acima à esquerda com as gigantes brancas (Classe II), e termina embaixo, à direita com as anãs vermelhas (Classe V). Outro grupo grande é o das estrelas de grande brilho e baixa temperatura, foram chamadas de gigantes vermelhas (Classe II). Um pouco acima, na faixa de entre 5 000ºC e 7 000ºC aparecem as supergigantes (Classe I). Embaixo, no centro estão as anãs brancas (Classe V). Deste modo, o Sol é classificado como G2 V, Caph - b Cassiopeiae é especificada por F2 IV, onde F2 é o tipo espectral e IV significa que é uma sub-gigante.

Esta distribuição nos mostra que durante sua vida,a estrela deve estar na seqüência principal. À medida que seu combustível vai se exaurindo, as gigantes bancas tendem a se tornar anãs vermelhas, perdendo massa e brilho. As estrelas dos outros grupos devem estar sofrendo cataclismas do início ou do final da existência, ou de casos particulares de comportamento. As estrelas vão, em alguma época, passar a fazer parte da seqüência principal, e após consumirem seu combustível, saem desta faixa e se enquadram em um dos outros grupos, dependendo da sua massa.

As estrelas múltiplas
Mas o brilho de uma estrela é estável? O brilho não pode variar? Nos registros históricos, curiosamente ninguém cita esta possibilidade. A idéia de um céu perfeito, a morada dos deuses, deve ter contribuído para essa omissão. Mas os homens já haviam notado alguns comportamentos estranhos. Porque Algol, beta Persei, tem este nome? Algol em árabe significa "fantasma" ou "demônio". Alguma coisa errada deveria haver para que ela fosse nomeada assim. O astrônomo inglês John Goodricke (1764-1786) estudou o comportamento de Algol e sugeriu que alguma coisa pudesse estar eclipsando a estrela, mas não foi levado a sério. Hoje sabemos que este fato não é só é verdade, mas muito comum! Existe uma grande quantidade de estrelas múltiplas, e que durante sua órbita, eclipsam, total ou parcialmente suas companheiras. Estas estrelas são classificadas como variáveis eclipsantes. Durante o processo de formação da estrela, o momento angular pode ser tão grande que afasta as massas, que vão se concentrar em pontos diferentes, formando várias estrelas que orbitam um centro de massa comum.

Se o plano da órbita estiver alinhado com a nossa posição ocorrerão eclipses. Com o advento do fotômetro, a curva de brilho destas estrelas foi levantada, e analisando seu comportamento, podemos confirmar estes eclipses, com intervalos de tempo muito precisos. Os períodos são bastante variáveis: o de WZ Sagitae é de 80 minutos, e Aurigae leva quase 10 000 dias e o de BM Eridani pode chegar a 20 000 anos.

Muitas das estrelas que conhecemos são duplas ou múltiplas, mas apenas uma parcela delas pode ser vista: são as chamadas duplas visuais. Algumas podem ser detetadas devido ao movimento orbital em torno de uma estrela invisível, o que gera um ligeiro deslocamento da estrela em relação às estrelas do fundo, são chamadas de duplas astrométricas. Mas a maioria da estrelas está tão longe, que nossos telescópios não conseguem separá-las. Para solucionar este problema dispomos dos espectroscópios, que, analisando sua luz, produz raias múltiplas, confirmando a existência de duas ou mais estrelas: são as duplas espectográficas. Devido ao grande interesse que despertam, são sempre identificadas nas cartas celestes.

As Estrelas variáveis
Mas serão as estrelas estáveis? Dificilmente uma reação tão complexa poderia se estabilizar completamente. Mesmo o Sol, considerado bastante estável, tem variações na atividade, notadas pelo número de manchas, pela interferência nos nossos sistemas eletrônicos e pelas auroras polares. Enquanto iniciando a sua vida, uma estrela contrapõe a força da gravidade com a pressão dos gases e a pressão da radiação do seu interior, oscilando em torno do ponto de equilíbrio. Assim seu brilho deve variar. Usando o fotômetro, estas variações foram medidas, mas a curva levantada de algumas estrelas é completamente irregular, não seguindo um padrão definido, mas alternando máximos e mínimos com ciclos repetitivos. Nestas estrelas, a pressão da radiação é forte bastante para expulsar a matéria com um repentino aumento do brilho, o que reduz a reação no núcleo. A gravidade faz esta matéria retornar, comprimindo o núcleo e intensificando a reação que de novo expulsa a matéria. Esta é uma variável verdadeira. Uma variável pulsante. A estrela mais famosa deste tipo é Mira a "maravilhosa" na constelação da Baleia. Mira Ceti foi descoberta pelo padre David Fabricius em 1596. Seu brilho varia aproximadamente entre entre a 2ª e a 10ª magnitude, num período médio de 331 dias.

No Sol, estas erupções praticamente não alteram o brilho, mas numa estrela vermelha, esta variação é notável. Como os períodos variam de maneira irregular, as estrelas variáveis pulsantes foram divididas por suas características.

As mais regulares são as Cefeidas, assim chamadas por acompanharem o padrão de d Cephei. O período da Cefeidas gira em torno de 1 a 20 dias. Estas estrelas foram estudadas por Henrieta Swan Leavit (1868-1921), que levantou centenas delas na Pequena Nuvem de Magalhães e relacionou o seu tamanho com o período. Estas estrelas se tornaram fundamentais na determinação da distância das Nuvens de Magalhães, dos braços espirais da Via Láctea, e posteriormente, das galáxias vizinhas.

Um segundo tipo segue o padrão RR Lirae, uma gigante vermelha, oscila com períodos mais curtos, desde algumas horas a alguns dias. Estas estrelas também auxiliaram na determinação de distâncias.

Algumas variáveis pulsantes são classificadas como semi-regulares. Alguns exemplos são Antares - a Scorpii, Betelgeuse - a Orionis e Ras Algethi - a Herculis. Seu período oscila em torno de 2 000 dias.

As mais irregulares são as anãs vermelhas, como UV Ceti. Chamamos a estas estrelas de variáveis eruptivas. As erupções destas estrelas são tão curtas, e seu brilho é tão fraco, que demoraram a ser identificadas. Mas chegam a aumentar 250 vezes seu brilho em poucos minutos.

O trabalho de medição e levantamento das curvas das estrelas variáveis continua sendo feito para aumentar a massa de dados que podem contribuir para um melhor entendimento dos processos de formação, vida e morte das estrelas.

A morte de uma estrela

Depois de um período de tempo que durou aeons, uma estrela da seqüência principal começa a se extinguir. A maneira como terminará, também é definida por sua massa. Uma estrela com massa pequena, de 0,1 a 2 vezes a massa do Sol, terá durado cerca de 15 a 50 aeons até consumir todo seu hidrogênio, tornando-se uma anã vermelha. Seu núcleo se contrai e as camadas externas são expulsas pela radiação gerada transformando-a em uma gigante vermelha e fria. A matéria expulsa forma uma nebulosa planetária que se expandirá rapidamente espalhando-se e o núcleo esfriará, tornando-se uma anã branca.

Eventualmente, em um sistema múltiplo, seu núcleo massivo poderá atrair matéria de suas vizinhas. Quando esta matéria atinge o núcleo, pode gerar uma explosão de energia violenta, de alto brilho e curta duração, que conhecemos como novae. Novae é a palavra latina para uma suposta nova estrela, que aparece no céu, mas na realidade marca o seu fim.

Uma estrela com massa acima de duas vezes a massa do Sol, passa pelos mesmos estágios, mas em vez de se tornar em gigante vermelha, se tornará uma supergigante, a concentração de seu núcleo gerará uma supernovae, uma explosão terrível que destruirá completamente a estrela, lançando ao espaço todos os elementos pesados concentrados em seu núcleo, restando apenas nêutrons. O brilho de uma supernova pode ser maior que o brilho de bilhões de estrelas. Poderá ofuscar uma galáxia inteira como aconteceu com a galáxia de Andrômeda em 1885. Esta explosão tem tudo a ver conosco. Nosso planeta e nossos corpos são formados por estes elementos forjados no interior de uma supernova que explodiu num passado remoto. M1, a Nebulosa do Caranguejo (NGC 1942) em Taurus, é o exemplo típico desta ocorrência, registrada pelos chineses em 1054.

Se a massa da estrela for de quatro vezes a massa do Sol, o núcleo da supernova encolherá até se transformar em uma estrela de nêutrons, um compacto corpo de densidade altíssima. O momento angular desta enorme massa, reduzida a dimensões em torno de 20 km, aumentará a rotação do núcleo a uma velocidade alucinante, da ordem de uma rotação por segundo. Estas estrelas são muito pequenas para serem vistas, mas sua perturbação gravitacional sobre as estrelas vizinhas pode ser observada. Quando este núcleo emite radio freqüências, é detetado pelo radiotelescópios como um farol piscante e recebe o nome de pulsar.

Algumas estrelas de nêutron têm companheiras num sistema binário, e roubando matéria desta estrela, torna-se uma fonte de raios-X binária. Telescópios especiais colocados em órbita estão localizando e cadastrando estas estrelas.

Se a massa da estrela for maior que quatro massas solares, o colapso é inevitável. Um fenômeno explicado pela teoria geral da relatividade desenvolvida por Albert Einstein em 1917 ocorre. A concentração de massa torna-se tão grande, que a velocidade de escape fica maior que a velocidade da luz. A estrela se transforma em um buraco negro. O espaço-tempo é deformado e nada pode ser visto além de um limite, conhecido como horizonte de eventos. Alguns dos maiores cientistas da atualidade estão tentando desenvolver um modelo matemático para explicar o que acontece além deste horizonte. Como não podemos vê-los, os buracos negros continuam existindo como hipóteses não confirmadas. Mas alguns candidatos já foram localizados, pelos efeitos de "lente gravitacional" ou pela perturbação gravitacional sobre outros corpos.

 


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