ESTRELAS

UNIDADE IV – ASTROFÍSICA ESTELAR
AULA 17 – ESTRELAS: PROPRIEDADES FUNDAMENTAIS
OBJETIVOS:
Ao final desta aula, o aluno deverá:
compreender os conceitos de magnitude e luminosidade;
conhecer os tipos espectrais e as classes de luminosidade das estrelas;
conhecer as características básicas, a fonte de energia e a formação das
estrelas.
1
INTRODUÇÃO
As estrelas são enormes esferas de gás em cujo interior, devido à alta
pressão e às altas temperaturas, ocorrem processos de fusão nuclear com intensa
liberação de energia. Parte dessa energia é liberada na forma de luz. As estrelas
são tão distantes umas das outras na nossa galáxia que, quando olhamos para o
céu, vemos quase todas as estrelas como pequenos pontos brilhantes. Quase
todas, porque o Sol também é uma estrela, e ele, sim, pode ser visto como a
enorme esfera de gás que são todas as estrelas. Embora a composição química das
estrelas varie de estrela para estrela, elas são, em geral, compostas principalmente
por hidrogênio, seguido de hélio, e uma fração menor de elementos mais pesados.
Nesta aula, vamos começar o estudo das propriedades das estrelas.
Veremos os processos físicos que ocorrem no seu interior e as propriedades básicas
da radiação que emitem. Mas, primeiro, veremos como medir e representar o brilho
das estrelas e o que são os espectros estelares.
2
FOTOMETRIA E ESPECTROSCOPIA
Uma das coisas mais fascinantes das estrelas é que elas brilham. Ao brilhar,
as estrelas expelem a luz que resultou dos processos físicos no seu interior,
interagindo com suas camadas externas. É graças ao fato de as estrelas
expressarem de forma tão evidente a física dos processos que ocorrem no seu
interior que compreendemos, hoje em dia, mais sobre as estrelas do que sobre o
interior da Terra.
Para sermos capazes de converter a luz recebida por uma estrela em alguma
informação científica sobre suas características, precisamos de alguma metodologia
para coletar sua luz e expressar a luz recebida em alguma forma matematicamente
precisa. Via de regra, existem duas formas de se fazer isso: coletar toda a luz
emitida pela galáxia em uma faixa de comprimentos de onda e analisar o resultado
como um número, ou coletar a luz emitida em cada comprimento de onda e
expressar a distribuição da luz emitida por comprimento de onda na forma de um
gráfico. Essas duas metodologias são a fotometria e a espectroscopia.
2.1
Fotometria
A fotometria é o conjunto de técnicas de captação e medição da luz emitida
por um corpo celeste em uma faixa de comprimentos de onda. A fotometria de um
objeto pode se referir tanto à análise da sua distribuição de brilho (quando o corpo
é extenso) quanto à quantidade total de luz emitida pelo objeto que foi captada
pelo nosso equipamento. No segundo caso, adequado ao estudo das estrelas,
costumamos expressar os dados fotométricos em um sistema de magnitudes. O
sistema de magnitudes é útil quando estamos interessados em determinar a
emissão luminosa de uma estrela em toda uma faixa de comprimentos de onda.
Podemos extrair diversas informações desse dado, especialmente se tivermos à
disposição medidas de magnitude em diversas bandas fotométricas.
Quando olhamos para o céu noturno, vemos que as estrelas não brilham
com a mesma intensidade. Quanto mais brilhante é a estrela, mais luz o nosso olho
capta por unidade de tempo. Vamos representar o brilho aparente das estrelas por
uma grandeza que chamaremos magnitude aparente. O sistema de magnitudes
aparentes possui as seguintes características:
1) Quanto mais brilhante for uma estrela, menor será o valor de
sua
magnitude
aparente.
Parece
estranho
definirmos
a
magnitude aparente dessa forma, mas existem razões históricas
para isso: quando da elaboração dos primeiros catálogos de
estrelas, no séc. I a.C., as estrelas eram classificadas por brilho
pela ordem em que aparece durante o pôr-do-sol. As primeiras
estrelas a se tornarem visíveis no céu, ou seja, as mais
brilhantes, recebiam números mais baixos para representar seu
brilho (0,1,2 etc); as últimas, menos brilhantes, recebiam
números maiores. O sistema de magnitudes atual segue uma
lógica semelhante.
2) Se uma estrela A tiver magnitude aparente ݉஺ , e uma estrela B
for dez vezes menos brilhante do que A, então sua magnitude
aparente é de 2,5 unidades maior do que a de A, ou seja,
݉஻ = ݉஺ + 2,5. Isso acontece porque a escala de magnitudes é
uma escala logarítmica: o valor da magnitude depende do
logaritmo da quantidade total de luz recebida da fonte.
3) A magnitude aparente de referência igual a zero é a magnitude
da estrela Vega. Assim, uma estrela dez vezes menos brilhante
do que Vega tem magnitude 2,5.
As magnitudes aparentes das estrelas informam somente quanta luz
recebemos das estrelas na Terra. Elas não nos informam quanta luz a estrela de
fato emite por unidade de tempo. Porém, se conhecermos a magnitude aparente da
estrela e sua distância, podemos converter sua magnitude aparente, que é uma
medida relativa de emissão de luz, em uma grandeza absoluta, chamada
magnitude absoluta. A magnitude absoluta ‫ ܯ‬de uma estrela que possui magnitude
aparente ݉ e se encontra a uma distância ݀ da Terra vale:
‫ ݉ = ܯ‬+ 5 − 5 log ݀,
17.1
onde ݀ deve ser expresso em parsecs. Quando definimos as magnitudes, utilizamos
como critério o brilho de uma estrela conforme percebido pelo olho humano. Na
verdade, quando falamos em magnitudes, estamos nos referindo à quantidade de
luz recebida a partir da estrela em uma faixa específica de comprimentos de onda.
Assim, uma magnitude sempre está associada ao tipo de radiação que foi captada
pelo detector para medir essa magnitude. A uma câmera ou filme fotográfico
utilizados em astronomia, sempre está associado algum tipo de filtro que seleciona
certos comprimentos de onda, e é sobre a luz que esse filtro deixou passar para o
detector ou filme fotográfico que medimos a magnitude de uma estrela. Chamamos
de banda fotométrica a faixa de comprimentos de onda que selecionamos para a
observação de um objeto celeste qualquer.
Um sistema fotométrico é o nome dado a um conjunto de bandas
fotométricas
com
propriedades
particulares.
O
sistema
fotométrico
ܷ‫ܸܤ‬,por
exemplo, é formado por três bandas fotométricas principais, que lhe dão nome:
ultravioleta (ܷ), azul (‫ܤ‬, do inglês blue) e visual (ܸ). A banda ܸ nesse sistema
corresponde grosseiramente à faixa de comprimentos de onda para os quais o olho
humano é mais sensível. Assim, a magnitude absoluta de uma estrela na banda ܸ
pode ser representada por ‫ܯ‬௏ , e sua magnitude aparente nessa mesma banda por
݉௏ .
Em geral, duas estrelas não possuem a mesma magnitude em duas bandas
fotométricas diferentes. Algumas estrelas podem emitir mais no ultravioleta do que
no azul, outras mais no visível do que no ultravioleta etc. Podemos criar uma
grandeza que nos informa, dentre dois tipos de radiação, qual deles a estrela mais
emite. Essa grandeza é chamada índice de cor, ou simplesmente cor, e corresponde
à diferença entre as magnitudes da estrela nas duas bandas fotométricas. Assim, a
diferença entre as emissões da estrela nas bandas fotométricas ܷ e ‫( ܤ‬chamada cor
ܷ − ‫)ܤ‬, por exemplo, vale:
ܷ − ‫݉ = ܤ‬௎ − ݉஻
17.2
Finalmente, podemos expressar a magnitude absoluta de uma estrela em
uma escala linear, representando quanta radiação luminosa a estrela está emitindo
ao espaço, em uma dada banda fotométrica, por unidade de tempo. Essa grandeza
é chamada luminosidade. A razão entre as luminosidades ‫ ܮ‬e ‫ܮ‬ᇱ de duas estrelas
vale:
‫ܮ‬
ᇲ
= 10ି଴,ସ(ெିெ )
ᇱ
‫ܮ‬
17.3
A equação 17.3 nos permite calcular a luminosidade de qualquer estrela em
relação à luminosidade de um astro padrão. O padrão mais comum para se
expressar as magnitudes das estrelas é o Sol. Representando a luminosidade do Sol
em uma dada banda fotométrica por ‫ ⊙ܮ‬e sua magnitude absoluta por ‫ ⊙ܯ‬,
obtemos:
‫ ⊙ܮ = ܮ‬10ି଴,ସ(ெିெ⊙ )
17.4
Se somarmos a radiação total emitida por uma estrela em todas as
frequências por unidade de tempo, vamos obter uma medida da quantidade total
de luz irradiada pela estrela. Essa quantidade é chamada luminosidade bolométrica.
A luminosidade bolométrica, quando expressa em unidades logarítmicas, ou seja,
em magnitudes, fornece a magnitude bolométrica.
2.2
Espectroscopia
A espectroscopia consiste no estudo dos espectros da luz emitida por uma
fonte. Um espectro é grosseiramente um gráfico que mostra quanta luz captamos
da fonte, por unidade de tempo, em cada comprimento de onda.
Assim como as magnitudes de uma estrela em bandas fotométricas distintas
são diferentes, também a intensidade da emissão de luz por uma estrela é
diferente a cada comprimento de onda. Isso nos permite extrair diversas
informações sobre as propriedades e a composição química das estrelas.
Podemos obter o espectro de uma estrela fazendo a luz da estrela passar
por uma fenda e direcionando a luz que passa pela fenda por um prisma, ou por
algum outro dispositivo que decomponha sua luz em seus diferentes comprimentos
de onda.
A figura 17.1 mostra a decomposição da luz de uma estrela em particular.
Na parte superior dessa figura, está a decomposição da luz no sentido horizontal.
Perceba que existem regiões mais escuras, em forma de linhas. Essas linhas são
formadas devido à composição química da superfície da estrela, que absorve
determinados comprimentos de onda. Na parte inferior da figura 17.1, está o
espectro propriamente dito para a mesma estrela, obtido medindo-se o fluxo da luz
em cada comprimento de onda. Note que as linhas de absorção do espectro
correspondem a quedas locais no fluxo emitido pela estrela. A partir da intensidade
e de outras características dessas linhas, podemos determinar parâmetros físicos e
de composição química das estrelas. Além disso, a temperatura da estrela tem
relação direta com o formato global do seu espectro.
3
CLASSIFICAÇÃO DAS ESTRELAS
As estrelas diferem entre si em uma variedade de aspectos: temperatura,
luminosidade, composição química, massa etc. Com base nesses parâmetros,
alguns obtidos a partir da fotometria, e outros pela espectroscopia, foram criados
sistemas de classificação das estrelas.
A partir das características globais e das linhas de absorção dos espectros
das estrelas, definimos os tipos espectrais. A intensidade de algumas linhas está
diretamente relacionada com a temperatura superficial da estrela, de forma que
podemos dizer que os tipos espectrais formam uma sequência de temperaturas
estelares. As estrelas mais quentes, com temperaturas superficiais acima de 25000
K formam o tipo O; as mais frias, com temperaturas entre 2700 K e 3500 K, são do
tipo M.
Figura 17.1: Um espectro de uma estrela. Indicados por traços pontilhados estão
as linhas de absorção da estrela.
Figura 17.2: Espectros de estrelas dos diferentes tipos espectrais e suas
respectivas temperaturas em Kelvins.
Fonte: http://www.astro.umd.edu/~ssm/ASTR220/OBAFGKM.html
A tabela 17.1 fornece a lista dos tipos espectrais das estrelas, sua
temperatura superficial, sua coloração e um exemplo de estrela desse tipo
espectral. A figura 17.2 mostra como os espectros das estrelas variam de acordo
com seu tipo espectral.
Tipo espectral
Temperatura (K)
Coloração
Exemplo
Azul
O
25000-50000
Alnitak
Azulada
B
11000-25000
Rigel
Branca
A
7500-11000
Sirius
Branco-amarelado
F
6000-7500
Canopus
Amarelo
G
5000-6000
Sol
Laranja
K
Arcturus
3500-5000
Vermelha
M
2700-3500
Antares
Tabela 17.1: Os tipos espectrais das estrelas.
As estrelas podem, ainda, ser classificadas de acordo com sua luminosidade.
Para podermos compreender essa classificação, precisamos criar um gráfico da
luminosidade (ou magnitude absoluta) em função do tipo espectral. Um gráfico
desse tipo é chamado diagrama Hertzsprung-Russel, ou diagrama H-R, em
homenagem aos astrônomos Ejnar Hertzsprung e Henry Russel que o utilizaram
pela primeira vez.
A figura 17.3a mostra um exemplo de diagrama H-R. Nessa figura, vemos
que as estrelas não se distribuem aleatoriamente no espaço de tipo espectral e
magnitude absoluta. Pelo contrário, podemos ver linhas curvas bem definidas e
povoadas de estrelas, e regiões praticamente vazias em torno delas. Essas linhas
correspondem às classes de luminosidade.
Podemos definir sete classes de luminosidade distintas: às classes I-II
pertencem as estrelas supergigantes, e à classe VII pertencem as anãs brancas. Às
classes intermediárias pertencem as demais estrelas. A tabela 17.2 mostra as
quatro principais classes de luminosidade, e a figura 17.3b mostra a localização
dessas classes no diagrama H-R.
Figura 17.3a: Diagrama H-R expresso mediante o índice de cor ‫ ܤ‬− ܸ das estrelas
(no eixo horizontal) e a magnitude absoluta ‫ܯ‬௏ (no eixo vertical). O índice de cor
‫ ܤ‬− ܸ de uma estrela é tanto maior (mais vermelho) quanto mais fria a estrela, de
forma que esse índice expressa diretamente o tipo espectral. As estrelas nesse
diagrama são oriundas do catálogo Hipparcos e compreendem estrelas até uma
distância de 200 pc do Sol. Os círculos pretos preenchidos são as 25 estrelas mais
brilhantes do céu, e os círculos abertos são as 25 estrelas mais próximas do Sol.
Fonte: Leandro Kerber.
Figura 17.3b: O mesmo diagrama H-R da figura 17.3a, mas com as classes de
luminosidade da tabela 17.2 indicadas pelas linhas vermelhas contínuas.
Fonte: Leandro Kerber.
Classe de luminosidade
Tipo de estrela
I-II
Supergigantes
III
Gigantes
V
Sequência principal
VII
Anãs brancas
Tabela 17.2: As principais classes de luminosidade.
Para
que
serve
classificar
os
tipos
espectrais
e
definir
classes
de
luminosidade no diagrama H-R? A posição de uma estrela no diagrama H-R nos
fornece informações sobre sua massa e seu estágio evolutivo. Assim, criando um
diagrama H-R para uma população de estrelas podemos determinar em que estágio
de sua vida a estrela se encontra e qual seu provável destino. Analisaremos isso
mais a fundo na aula 18.
4
A FONTE DE ENERGIA ESTELAR
A energia irradiada pelo sol, ao contrário da crença popular, não é devido à
combustão de um material. Essa energia é produzida por processos de fusão
nuclear que ocorrem no núcleo das estrelas. Sem a energia proveniente da fusão, a
enorme força gravitacional faria com que a estrela entrasse em colapso,
contraindo-se e aumentando a pressão a tal ponto que os núcleos atômicos dos
elementos que as compõem seriam destruídos no processo; a radiação produzida
pela fusão produz uma pressão que suporta as camadas externas da estrela. Só
muito recentemente, nos anos 1930-40, foi descoberto que a fusão nuclear era o
mecanismo responsável pela energia liberada pelas estrelas, pelo físico alemão
Hans Bethe.
As reações exatas que ocorrem nas estrelas dependem de sua composição
química e de sua massa. Em estrelas de massa semelhante à do Sol, a pressão e a
temperatura no núcleo permitem a cadeia de reações próton-próton:
Hଵ + Hଵ → H ଶ + ݁ ା + ߥ
17.5
H ଶ + Hଵ → Heଷ + ߛ
17.6
Heଷ + Heଷ → Heସ + Hଵ + Hଵ ,
17.7
onde Hଵ é um núcleo de hidrogênio de massa atômica 1 (ou seja, um próton), ݁ ା é
um pósitron, ߛ é um fóton, H ଶ é um núcleo de hélio de massa atômica 2, ߥ é um
neutrino e Heଷ e Heସ são núcleos de hélio de massa atômica 3 e 4, respectivamente.
Nessa cadeia de reações, formam-se núcleos de hélio 4 a partir de prótons, com
intensa liberação de energia. Os três passos da reação mostrados acima são, todos,
exotérmicos, ou seja, liberam energia. Assim, em estrelas como o Sol, a fonte
principal de sua energia é proveniente desse ciclo de reações, que consomem o
hidrogênio da estrela e a enriquecem com hélio.
Em estrelas um pouco mais massivas do que o Sol (a partir de 1,5 vezes sua
massa), um outro processo de fusão se torna importante, devido à elevação da
temperatura e da pressão no núcleo da estrela, o ciclo CNO:
Cଵଶ + Hଵ → Nଵଷ + ߛ
17.8
Nଵଷ → Cଵଷ + ݁ ା + ߥ
17.9
Cଵଷ + Hଵ → Nଵସ + ߛ
17.10
Nଵସ + Hଵ → Oଵହ + ߛ
17.11
Oଵହ → Nଵହ + ݁ ା + ߥ
17.12
Nଵହ + Hଵ → Cଵଶ + Heସ
17.13
No ciclo CNO, o carbono atua como catalisador da transformação de
hidrogênio em hélio. O resultado do ciclo CNO, no interior de uma estrela, é
converter hidrogênio em hélio e enriquecê-la, também, com Nଵସ .
Estrelas ainda mais massivas, até 10 massas solares aproximadamente, um
novo par de reações se torna possível, o ciclo triplo-α:
Heସ + Heସ → Be଼ + ߛ
17.14
Be଼ + Heସ → Cଵଶ + ߛ
17.15
Nesse ciclo, ocorre a fusão do hélio, que se converte em carbono. Durante
esse ciclo, uma estrela consome hélio e se enriquece em carbono 12. Enquanto isso
acontece, os ciclos próton-próton e CNO continuam acontecendo, de forma que a
estrela desenvolve camadas em torno do núcleo onde cada uma das reações acima
se dá, todas simultaneamente.
Estrelas com cada vez mais massa são capazes de realizar a fusão de
elementos cada vez mais pesados – neônio, magnésio, silício, argônio etc. – em
camadas “especializadas” em torno do núcleo. A vida de uma estrela e seus
estágios finais de produção de energia dependem da produção de elementos
pesados no seu interior.
Na aula 18, vamos ver o que acontece com as estrelas conforme os
diferentes processos de fusão nuclear e a conversão de elementos mais leves em
elementos mais pesados evolui no tempo.
5
A FORMAÇÃO DAS ESTRELAS
As estrelas se formam a partir do colapso gravitacional de nuvens de gás
moleculares. Essas nuvens de gás, compostas principalmente de hidrogênio e hélio
e enriquecidas com elementos pesados, se distribuem em algumas regiões dentro
das galáxias e são também chamadas nebulosas difusas. As nuvens moleculares
são muito mais densas do que a média do espaço interestelar – da ordem de
dezenas de partículas por centímetro cúbico. A figura 17.4 mostra a imagem de
uma nuvem molecular em uma galáxia satélite da Via Láctea, a Grande Nuvem de
Magalhães.
Figura 17.4: Nuvem molecular na Grande Nuvem de Magalhães.
Fonte: nasaimages.org
As partículas de gás que fazem parte das nuvens moleculares se atraem
gravitacionalmente. Com o tempo, as partículas migram para o centro de massa da
nuvem, irradiando energia conforme colapsam. Durante o colapso, sub-regiões de
nuvem atingem uma densidade tal que ocorre fragmentação da nuvem. Surgem
assim, focos independentes de colapso. Cada um desses focos prossegue
colapsando, tornando-se mais densos e formando pequenas estruturas físicas –
pequenas esferas de gás centrais que irão posteriormente se transformar em
estrelas. Assim, nuvens moleculares em colapso dão origem não a uma estrela
isolada, mas a um conjunto de estrelas.
Os aglomerados de estrelas que vemos no céu (como as Plêiades e as
Híades, na constelação de Touro) são formados dessa forma. A figura 17.5 mostra
uma imagem das Plêiades, onde se pode ver que parte do material da nuvem que
formou o aglomerado ainda está presente na forma de gás entre as estrelas.
Figura 17.5: As Plêiades, aglomerado de estrelas na constelação de Touro. Perceba
que, além das estrelas, ainda há material originário da nuvem molecular que
formou o aglomerado disperso entre as estrelas.
Fonte: apod.nasa.gov
Nesse estágio, as esferas de gás conseguem irradiar toda a energia nelas
armazenada pela queda do gás do entorno na forma de radiação térmica e, com
isso, mantêm seus interiores relativamente frios. Um objeto desse tipo é chamado
proto-estrela. As proto-estrelas, com freqüência, são acompanhadas de um disco
circunstelar, ou seja, um disco de gás e grãos de poeira que circunda a protoestrela.
Finalmente, quando o estágio do colapso está suficientemente adiantado e
se houver massa suficiente, sua região central se encontra tão densa que dá início
às reações de fusão nuclear. Nesse momento, temos uma estrela propriamente
dita. Quando se dá a ignição das fusões nucleares, a estrela passa a fazer parte da
sequência principal e irá aparecer, em um diagrama H-R, na linha ocupada pela
sequência principal e na posição determinada pelo seu tipo espectral, ou seja, por
sua massa. Se o objeto formado não tiver massa suficiente para dar início a
reações de fusão nuclear, esse objeto não pode ser considerado uma estrela;
objetos desse tipo são chamados anãs marrons.
Quando as primeiras estrelas se formam, ainda resta muito material ainda
em colapso na nuvem. Assim, podemos ter um aglomerado de estrelas jovens
coexistindo com a nuvem que colapsa. Um exemplo desse tipo é mostrado na figura
17.6, onde uma nuvem molecular da Pequena Nuvem de Magalhães, satélite da
nossa galáxia, deu origem a um aglomerado de estrelas e continua colapsando,
ainda formando estrelas.
Figura 17.6: Aglomerado de estrelas ainda em formação e sua respectiva nuvem
molecular, na Pequena Nuvem de Magalhães.
Fonte: apod.nasa.org
É comum que, durante o colapso da nuvem molecular, mais de uma protoestrela seja formada a partir do colapso de um único fragmento da nuvem. Assim,
temos os sistemas estelares múltiplos. A estrela mais brilhante da constelação de
Centaurus, ߙ Centauri, é, na verdade, um sistema triplo: três estrelas orbitam uma
em torno da outra. Uma delas é a estrela Proxima Centauri, a mais próxima da
Terra.
ATIVIDADES
Em várias regiões do espaço que circunda o Sol existem regiões de formação
estelar. Vá ao site Skyview, que oferece imagens de todo o céu, no endereço
http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/query.
No
campo
“Coordinates or Source”,
coloque o nome de cada objeto; no campo “SkyView Surveys”, marque a opção “DSS” e, nos
campos
“Image
size
(pixels)”
e
“Image
Size
(degrees)”,
coloque
“500”
e
“1”,
respectivamente. Pressione o botão “Submit Request” e obtenha a imagem do objeto. Se o
objeto estiver muito pequeno no centro da imagem, mude a opção “Image Size (degrees)”
para um número mais baixo e obtenha uma nova imagem, até que o objeto esteja visível a
contento, ou aumente esse número caso o objeto seja muito grande. Analise as
características de cada uma dessas regiões e compare sua estrutura com o cenário de
formação de estrelas visto nesta aula.
L43
M8
M16
M17
M20
NGC 6604
NGC 7000
RESUMO
Nesta aula, você viu:
Os conceitos de magnitude e luminosidade e as técnicas de
fotometria e espectroscopia.
Os tipos espectrais e as classes de luminosidade das estrelas.
Os fundamentos da produção de energia nas estrelas.
O modelo de formação de estrelas a partir de nuvens moleculares.
REFERÊNCIAS
COLLINS, George W. II. The foundations of stellar astrophysics. Tucson:
Pachart Publishing House, 2003.
FERRIS, Timothy. Coming of age in the Milky Way. perennial ed. New York:
HarperCollins, 2003.
VÁRIOS AUTORES. Astronomia: uma visão geral do universo. 2.ed. 3.reimpr.
São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2008.
AULA 18 – ESTRELAS: EVOLUÇÃO E ESTÁGIOS FINAIS
OBJETIVOS:
Ao final desta aula, o aluno deverá:
1
compreender o que significam as classes de luminosidade estelares;
ter um conhecimento básico sobre o ciclo de vida estelar;
conhecer os objetos formados ao fim da vida de uma estrela.
INTRODUÇÃO
A vida de uma estrela é controlada pelos processos de fusão nuclear que
ocorrem no seu centro. Os diferentes processos de fusão alteram as proporções
relativas dos elementos no seu interior, alterando também as propriedades globais
das estrelas. Devido a isso, o volume, a luminosidade, a cor e outras características
das estrelas mudam ao longo de sua vida.
Nesta aula, vamos analisar o que acontece com uma estrela em cada fase de
seu histórico de fusão nuclear, e o que se forma quando uma estrela encerra a
produção de energia no seu núcleo.
2
A SEQUÊNCIA PRINCIPAL
As estrelas passam a maior parte de sua existência (cerca de 90% dela)
realizando exclusivamente a fusão de hidrogênio em hélio, através dos ciclos
próton-próton e do ciclo CNO. Estrelas nesta condição formam a sequência principal
(classe de luminosidade V), já mostrada na aula 17. Como 90% da vida de uma
estrela transcorre quando ela se encontra nessa fase, então cerca de 90% das
estrelas que vemos no céu estão na sequência principal. Mas as estrelas, assim que
saem da fase de proto-estrela, já passam a povoar a sequência principal. Assim,
podemos dizer que as estrelas da sequência principal são estrelas na fase inicial da
sua vida.
Para estrelas da sequência principal, quanto maior a massa da estrela, maior
sua temperatura superficial e maior seu volume. Sabendo o tipo espectral de uma
estrela que faz parte da sequência principal, podemos determinar diretamente sua
massa e seu tamanho: estrelas tipo O são as maiores e mais massivas estrelas da
sequência principal, e estrelas do tipo M são as menores e menos massivas. A
tabela 18.1 mostra a massa média das estrelas da sequência principal para cada
tipo espectral, e seus raios aproximados.
Tipo espectral
Massa
Raio
Tempo na sequência
(em massas
(em raios
principal
solares)
solares)
(anos)
O
> 15
>6
< 107
B
3 – 15
A
1,5 – 3
1,5 – 2,5
2×108 – 2×109
F
1 – 1,5
1 – 1,4
2×109 – 2×1010
G
0,75 – 1
0,8 – 1
1×1010 – 3×1010
K
0,5 – 0,75
0,6 – 0,8
3×1010 – 2×1011
M
0,1 – 0,5
0,2 – 0,6
2×1011 – 2×1012
2,5 – 6
1×107 – 2×108
Tabela 18.1: A massa, o raio e o tempo de permanência na sequência
principal de estrelas de diferentes tipos espectrais.
A queima de hidrogênio no núcleo da estrela é mais prolongado quanto
menor a massa da estrela. As estrelas mais massivas, como as estrelas de tipos
espectrais O e B, permanecem na sequência principal por bem menos tempo do
que as estrelas dos tipos K e M. A diferença entre os tempos de permanência das
estrelas de diferentes massa na sequência principal é enorme: enquanto uma
estrela de tipo M pode permanecer da ordem de centenas de bilhões de anos
queimando hidrogênio em seu núcleo – mais tempo do que a idade do universo –,
estrelas do tipo O saem da sequência principal em meros 10 milhões de anos, ou
antes. A última coluna da tabela 18.1 mostra o tempo de permanência de cada tipo
espectral de estrelas na sequência principal.
Conforme o processo de fusão de hidrogênio no núcleo da estrela progride, o
núcleo se torna cada vez mais rico em hélio. Estrelas de baixa massa, como as
estrelas de tipos K e M, apresentam convecção intensa em toda sua extensão, o
que sempre conduz mais hidrogênio para o núcleo, permitindo com que todo o
hidrogênio possa ser convertido em hélio. Uma estrela desse tipo só abandona a
sequência principal ao ter consumido quase todo seu hidrogênio; pela coloração
avermelhada, são chamadas anãs vermelhas. Quando isso acontece, o destino da
estrela é esfriar por irradiação; não havendo mais fusões nucleares em seu núcleo,
a estrela “morre”. Estrelas desse tipo ainda não tiveram tempo de fundir
completamente o hidrogênio disponível, uma vez que o universo é mais jovem do
que isso. Por isso, não existem no diagrama H-R remanescentes de anãs
vermelhas.
Para estrelas mais massivas do que 0,5 massas solares, depois de passado
um tempo suficientemente longo, o núcleo se torna instável devido à abundância de
hélio. Nesse processo, a estrela assume uma nova configuração, sua temperatura
superficial e sua luminosidade mudam, e ela deixa a sequência principal.
3
ESTRELAS GIGANTES E SUPERGIGANTES
A instabilidade gerada no núcleo das estrelas devido ao consumo do
hidrogênio produz uma compressão e um aquecimento do núcleo; o aquecimento
do núcleo faz com que as camadas externas da estrela se expandam. Com isso, a
luminosidade da estrela aumenta intensamente. Quando o núcleo se aquece o
suficiente, inicia-se a fusão do hélio em carbono pelo processo triplo-α, enquanto
na periferia do núcleo continua a fusão de hidrogênio. A estrela assume, então,
uma
nova
configuração
de
equilíbrio,
onde
seu
raio
e
sua
luminosidade
aumentaram significativamente, enquanto a temperatura de sua superfície caiu e a
estrela se tornou mais avermelhada devido a isso. Estrelas entre 0,5 e 10 massas
solares, nessa fase de sua vida, são chamadas gigantes e ocupam o ramo das
gigantes (classe de luminosidade III) no diagrama H-R. As estrelas com massa
acima de 10 massas solares se tornam mais brilhantes do que as gigantes e são
chamadas
supergigantes,
ocupando
o
ramo
das
supergigantes
(classe
de
luminosidade I-II) no diagrama H-R.
Ao entrar na fase de gigante, uma estrela aumenta seu tamanho em cerca
de 100 vezes o original, enquanto que uma estrela mais massiva, ao se tornar uma
supergigante, aumenta seu tamanho por um fator 1000, aproximadamente.
Se uma estrela tem menos de 4 massas solares aproximadamente, após
consumir uma fração significativa do hélio no núcleo, passa a ter um núcleo rico em
carbono, onde não ocorrem mais reações nucleares, e duas camadas externas
queimando hélio e hidrogênio, respectivamente. Incapaz de produzir reações
nucleares no núcleo devido à sua baixa massa, o destino da estrela será
eventualmente resfriar, saindo da sequência principal e ocupando um outro ramo
no diagrama H-R, que será descrito na seção 4, a seguir.
Estrelas com mais de 4 massas solares são capazes de produzir a fusão de
carbono no seu núcleo; quanto maior a massa da estrela, mais reações de fusão
diferentes, produzindo elementos mais e mais pesados, ela é capaz de realizar.
Estrelas com até 10 massas solares aproximadamente encerram suas fusões
nucleares convertendo oxigênio em silício; embora tenham realizado mais tipos de
fusão nuclear e tenham composição química diversa, terminam seus dias de forma
semelhante às estrelas menos massivas. No entanto, estrelas mais massivas do
que 10 massas solares são capazes de fundir silício em ferro e, ao tentar fundir o
ferro e transformá-lo em elementos mais pesados, produz um evento catastrófico;
a estrela, ao morrer, produz algo muito diferente do que as estrelas de menor
massa, conforme veremos na seção 5.
4
NEBULOSAS PLANETÁRIAS E ANÃS BRANCAS
As estrelas com menos de 10 massas solares encerram, em algum
momento, suas fusões nucleares. Conforme seu núcleo colapsa e se aquece,
expulsa as camadas externas, revelando o núcleo denso rico em hélio e carbono. A
estrela sai, então, da sequência principal, tornando-se uma anã branca (classe de
luminosidade VII). As anãs brancas são assim chamadas porque são muito
compactas (de tamanho aproximado ao da Terra, embora tenham uma massa
aproximadamente igual ao do Sol) e de coloração esbranquiçada.
As camadas exteriores, ricas em hidrogênio, hélio e com outros elementos
formados por fusão em camadas diversas, ao serem expulsas pelo núcleo, formam
uma densa nuvem de gás em torno da anã branca resultante, formando as
chamadas
nebulosas
planetárias.
As
nebulosas
planetárias
se
expandem
rapidamente e se dissipam em alguns milhares de anos. A figura 18.1 mostra uma
nebulosa planetária. No centro da figura, podemos ver a anã branca que resultou
da estrela original que produziu a nebulosa.
Figura 18.1: A nebulosa planetária NGC 2440. O pequeno ponto brilhante no
centro da nebulosa é a anã branca associada à nebulosa.
Fonte: apod.nasa.gov
5
SUPERNOVAS, ESTRELAS DE NÊUTRONS E BURACOS NEGROS
As estrelas com massas superiores a 10 massas solares prosseguem
realizando a fusão de elementos cada vez mais pesados, até que seu núcleo se
torna enriquecido por níquel e ferro. Nesse momento, mais uma vez, o núcleo da
estrela irá se contrair, aumentando sua densidade e sua pressão, como fizera a
cada novo processo de fusão. Chegou a hora de, à pressão e temperatura
adequadas, o ferro ser fundido em algum elemento mais pesado. Porém, tendo em
vista a estabilidade dos núcleos de ferro, enquanto todas as reações de fusão,
desde o hidrogênio até o ferro, liberam energia, reações de fusão nuclear
envolvendo o ferro absorvem energia.
Ao ser dado o início da fusão do ferro no núcleo da estrela, o núcleo inteiro
colapsa devido à drenagem de energia do processo. A densidade do núcleo
aumenta enormemente. Com isso, nêutrons livres são formados pela dissociação do
ferro em hélio, devido à intensa radiação produzida no processo; mais nêutrons são
formados pela fusão de prótons e elétrons, o que diminui ainda mais a pressão
interna, e produz um enorme fluxo de neutrinos para fora da estrela, drenando
ainda mais energia e favorecendo o colapso. Durante esse processo, que dura
apenas algumas horas, são produzidas ondas de choque tão intensas que as
camadas externas da estrela são bruscamente ejetadas. Esse processo libera uma
enorme quantidade de energia, inclusive na forma de radiação, e é chamado
explosão de supernova, ou simplesmente supernova.
As explosões de supernova estão entre os fenômenos mais energéticos que
ocorrem na natureza. Quando uma estrela passa por uma explosão de supernova,
sua luminosidade aumenta tanto que uma única explosão de supernova pode ser
mais brilhante do que uma galáxia inteira, com bilhões de estrelas. Assim, uma
estrela que originalmente possui um brilho tão baixo que não pode ser vista a olho
nu, no céu, passa não apenas a ser visível quando explode em supernova, como
também pode se tornar a estrela mais brilhante do céu por semanas. Daí o nome
desse tipo de explosão: quando ocorre uma supernova, é como se tivesse nascido
uma nova estrela no céu. A explosão dura pouco, e logo a estrela volta a ser
invisível a olho nu.
Com o passar do tempo, as camadas externas se afastam do núcleo da
estrela e resfriam, diminuindo sua luminosidade. Durante a explosão, formam-se
diversos elementos químicos mais pesados do que o ferro, como o ouro, o chumbo
e o urânio. Parte desses elementos é ejetada juntamente com as camadas externas
da estrela. O resultado é uma nuvem de gás muito enriquecida com elementos
pesados. Posteriormente, essa nuvem poderá eventualmente enriquecer uma
nuvem molecular e, pelo colapso dessa nuvem, novas estrelas serão formadas e
conterão em seu interior os restos da explosão original. A figura 18.2 mostra a
Nebulosa do Caranguejo, um remanescente de uma estrela que teria explodido em
supernova no ano de 1054 d.C.
Figura 18.2: A Nebulosa do Caranguejo, na constelação de Touro. Essa nebulosa é
o remanescente de uma explosão de supernova.
Fonte: www.nasaimages.org
Se a estrela original tiver menos de 15 massas solares aproximadamente,
seu núcleo, após a explosão, conterá somente cerca uma a duas massas solares – o
restante da massa original é expelido pela explosão de supernova. Esse núcleo, rico
em nêutrons, também será extremamente denso, uma vez que seu raio é de
apenas 10 ou 15 km. Assim, tanto pela sua constituição (nêutrons) quanto pela sua
enorme densidade, tais núcleos se assemelham a um enorme núcleo atômico. Esse
objeto astronômico recebe o nome de estrela de nêutrons. As estrelas de nêutrons
se mantêm estáveis devido à pressão interna dos próprios nêutrons. O tamanho
reduzido das estrelas de nêutrons torna difícil sua detecção. Na figura 18.3,
podemos ver a minúscula imagem de uma estrela de nêutrons, observada pelo
telescópio espacial Hubble.
Figura 18.3: A estrela de nêutrons RX J185635-3754.
Fonte: www.nasaimages.org
Se a estrela original tiver mais de 15 massas solares, o núcleo remanescente
da explosão será tão massivo que os nêutrons não conseguem evitar seu colapso.
Conforme colapsa, a densidade do núcleo aumenta indefinidamente, até que, em
um dado momento, a força gravitacional na sua superfície se torna infinita. Quando
isso ocorre, o espaço-tempo na região do núcleo da estrela se torna tão deformado
que nada mais pode ser emitido para fora do núcleo: nem mesmo a luz consegue
escapar. Esse objeto é, por isso, chamado buraco negro.
Os buracos negros, por não emitirem nenhuma radiação, não podem ser
observados diretamente. Só podemos inferir sua existência pela ação gravitacional
que produzem em estrelas ou no gás disperso em torno de si.
A figura 18.4 mostra os cenários possíveis de evolução de estrelas de
diferentes massas, e seus estágios finais. Embora os detalhes possam mudar em
cada caso devido a outros fatores, como a interação das estrelas com estrelas
companheiras, as etapas principais da vida das estrelas são representadas nesse
diagrama.
Figura 18.4: O ciclo de vida das estrelas.
ATIVIDADES
Os remanescentes das estrelas podem ser observados diretamente no céu
com auxílio de telescópios. A seguir, damos uma lista de 10 remanescentes, sendo
4 nebulosas planetárias e 2 remanescentes de explosões de supernova. Tente
descobrir, comparando suas características com o que foi visto na aula de hoje,
quais são nebulosas planetárias e quais são remanescentes de supernovas. Para
isso, vá ao site Skyview, que oferece imagens de todo o céu, no endereço
http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/query.
No
campo
“Coordinates or Source”,
coloque o nome de cada objeto; no campo “SkyView Surveys”, marque a opção “DSS” e, nos
campos
“Image
size
(pixels)”
e
“Image
Size
(degrees)”,
coloque
“500”
e
“0.5”,
respectivamente. Pressione o botão “Submit Request” e obtenha a imagem do objeto. Se o
objeto estiver muito pequeno no centro da imagem, mude a opção “Image Size (degrees)”
para um número mais baixo e obtenha uma nova imagem, até que o objeto esteja visível a
contento.
NGC 6853
NGC 6369
SN 1054
NGC 7293
NGC 3587
Puppis A
RESUMO
Nesta aula, você viu:
O que significam as classes de luminosidade estelares.
O ciclo da vida de uma estrela.
Os remanescentes das estrelas.
REFERÊNCIAS
COLLINS, George W. II. The foundations of stellar astrophysics. Tucson:
Pachart Publishing House, 2003.
FERRIS, Timothy. Coming of age in the Milky Way. perennial ed. New York:
HarperCollins, 2003.
RIDPATH, Ian. Guia ilustrado Zahar Astronomia. 2.ed. Rio de Janeiro: Jorge
Zahar, 2008.
VÁRIOS AUTORES. Astronomia: uma visão geral do universo. 2.ed. 3.reimpr.
São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2008.
AULA 19 – CRIANDO E ANALISANDO UM DIAGRAMA H-R
OBJETIVOS:
Ao final desta aula, o aluno deverá:
1
compreender e ser capaz de reproduzir um diagrama H-R;
ser capaz de identificar as propriedades de estrelas via diagrama H-R.
INTRODUÇÃO
Na aula 17, vimos que as estrelas podem ser classificadas de acordo com
seu tipo espectral e de acordo com sua luminosidade, através das classes de
luminosidade reveladas pelo diagrama H-R. Para uma amostra de estrelas para as
quais tenhamos a magnitude absoluta (para o qual precisamos de estimativas de
distância e de magnitude aparente) e o tipo espectral (obtido através da
espectroscopia), podemos construir um diagrama H-R e, através dele, entender
como as estrelas de nossa amostra se relacionam entre si e a que classes de
luminosidade pertencem. Isso nos fornece não apenas o estágio atual da vida de
cada estrela como também nos informa qual seu destino provável. Nesta aula,
vamos construir um diagrama H-R para uma amostra de estrelas e, através do
diagrama, entender as propriedades das estrelas da amostra.
2
METODOLOGIA
Na tabela 19.1 está uma lista de estrelas que povoam a região próxima ao
Sol. Algumas dessas estrelas são as mais brilhantes do céu, outras são as mais
próximas de nós. A tabela informa, para cada estrela, seu tipo espectral e sua
magnitude absoluta.
Você deverá criar um gráfico contendo o tipo espectral no eixo das abscissas
e a magnitude absoluta no eixo das ordenadas. Para construir esse gráfico, siga os
seguintes passos:
1) Transforme os tipos espectrais das estrelas em uma sequência
numérica. Para isso, atribua números, numa escala linear, para
os tipos espectrais, começando no tipo O e indo até o tipo M, na
ordem de maior temperatura superficial para a menor. A
sequência numérica deve seguir na ordem O0, O1, O2, ..., O9,
B0, B1, B2, ..., B9, e assim por diante.
2) Use a sequência numérica obtida acima para atribuir um valor
da abscissa para cada estrela.
3) Use a magnitude absoluta dada na tabela 19.1 como ordenada
para construir um gráfico, invertendo o eixo das ordenadas, de
forma que a magnitude mais intensa (mais negativa) aponte
para cima.
Nome da estrela
Tipo espectral
Magnitude absoluta visual
61 Cygnus A
61 Cygnus B
Achernar
Adhara
Aldebarã A
Aldebarã B
Altair
Antares A
Antares B
Arcturus
BD +5 1668
BD -12 4523
Bellatrix
Beta Centari
Beta Crucis
Betelgeuse
Canopus
Capella A
Capella B
Capella C
Castor A
Castor B
Castor C
Centari A
Centari B
Centari C
Centaurus A
Centaurus B
Crucis A
Crucis B
Deneb
Epsilon Eridani
Epsilon Indi
Fomalhaut A
Fomalhaut B
Groom 34 A
Groom 34 B
Kapteyn's Star
Krueger 60 A
Krueger 60 B
Lacaille 8760
K5
K7
B5
B2
K5
M2
A7
M1
B4
K2
M4
M4
B2
B1
B0
M2
F0
G0
M0
M5
A1
A5
K6
G2
K5
M5
G2
K5
B1
B3
A2
K2
K5
A3
K4
M1
M6
M0
M3
M4
M0
7,5
8,3
-1,0
-5,0
-0,2
12,0
2,2
-4,5
-0,3
-0,3
11,9
12,0
-4,2
-4,1
-4,6
-5,5
-3,1
-0,7
9,5
13,0
2,1
2,9
8,8
4,4
5,8
15,0
4,4
5,8
-4,0
-3,5
-6,9
6,1
7,0
2,0
7,3
10,5
13,2
8,7
11,8
13,4
8,7
Lacaille 9352
Lalande 21185
Luyten
Pollux
Procyon A
Procyon B
Regulus
Rigel A
Rigel B
Ross 128
Ross 154
Ross 248
Ross 614
Shaula
Sirius A
Sirius B
Sol
Spica
Struve 23948
Struve 2398
Tau Ceti
Vega
M2
M2
M5
K0
F5
F0
B7
B8
B9
M5
M4
M5
M5
B1
A1
B8
G2
B1
M5
M4
G8
A0
9,6
10,5
14,7
0,1
2,7
13,0
-0,7
-6,8
-0,4
13,8
13,3
14,7
13,1
-3,3
1,4
11,5
4,8
-3,6
11,9
11,1
5,7
0,5
Tabela 19.1: Tipos espectrais e magnitudes absolutas de algumas
estrelas.
3
ANÁLISE DO DIAGRAMA
Com base no diagrama H-R, que você construiu para as estrelas da tabela
19.1, analise os seguintes pontos:
1) A qual classe de luminosidade pertence a estrela Centaurus A?
Qual você acredita que seja seu futuro? O que você sabe sobre
sua história? Como ela se compara com o Sol?
2) A qual classe de luminosidade pertence a estrela Betelgeuse?
Que idade você estima para essa estrela? Qual você acredita
que seja seu futuro? O que você sabe sobre sua história?
3) A qual classe de luminosidade pertence a estrela Aldebarã A?
Que idade você estima para essa estrela? Qual você acredita
que seja seu futuro? O que você sabe sobre sua história?
4) A qual classe de luminosidade pertence a estrela Sirius B? Que
massa você estima para essa estrela? Qual você acredita que
seja seu futuro? O que você sabe sobre sua história?
5) A qual classe de luminosidade pertence a estrela Procyon B?
Que massa você estima para essa estrela? Qual você acredita
que seja seu futuro? O que você sabe sobre sua história?
6) As estrelas Sirius B e Procyon B fazem parte de sistemas
binários, respectivamente, com Sirius A e Procyon A. Você
consegue explicar por que as duas primeiras recebem a letra
“B” no seu nome?
RESUMO
Nesta aula, você viu:
A construção e interpretação de um diagrama H-R.
Como inferir propriedades de estrelas mediante o diagrama H-R.