UNIVERSIDADE FEDERAL DE UBERLÂNDIA - Infis-UFU

UNIVERSIDADE FEDERAL DE UBERLÂNDIA
INSTITUTO DE FÍSICA
A ASTRONOMIA BÁSICA E AS IMPLICAÇÕES DE ALGUNS FENÔMENOS
Thiago Sebastião de Oliveira Coelho
Uberlândia 2011
2
Thiago Sebastião de Oliveira Coelho
A ASTRONOMIA BÁSICA E AS IMPLICAÇÕES DE ALGUNS FENÔMENOS
Monografia apresentada ao Instituto
de Física da Universidade Federal
de Uberlândia como parte dos
requisitos para a obtenção do título
de licenciado em Física, sob a
orientação do Prof. Dr. Ademir
Cavalheiro.
Uberlândia 2011
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Thiago Sebastião de Oliveira Coelho
A ASTRONOMIA BÁSICA E AS IMPLICAÇÕES DE ALGUNS FENÔMENOS
Monografia apresentada ao Instituto
de Física da Universidade Federal
de Uberlândia como parte dos
requisitos para a obtenção do título
de licenciado em Física.
Banca examinadora:
____________________________________________
Prof. Dr. Ademir Cavalheiro - Orientador
Instituto de Física - Universidade Federal de Uberlândia
____________________________________________
Prof. Dr. Adamo Ferreira Gomes do Monte
Instituto de Física - Universidade Federal de Uberlândia
____________________________________________
Prof. Dr. Djalmir Nestor Messias
Instituto de Física - Universidade Federal de Uberlândia
Uberlândia 2011
4
DEDICATÓRIA
Dedico a monografia à minha família de uma maneira geral, pelo apoio,
compreensão e estímulo em todos os momentos. Em especial ao meu amigo e
irmão Vilmar Martins Júnior, que tanto me auxiliou nos caminhos para estruturação
desse trabalho.
5
RESUMO
Nas páginas a seguir serão tratados alguns assuntos relacionados à
Astronomia, no que tange a sua história e também (e principalmente) na exposição
de alguns fenômenos que ocorrem no Universo. Fazendo um paralelo com história e
filosofia, será possível notar uma grande contribuição de várias pessoas no mundo
todo para que a Astronomia pudesse evoluir ao patamar que se encontra
atualmente.
A origem do Universo será discutida de forma que possa mostrar para o
leitor que o big-bang é a teoria mais aceita no meio científico, mas, é claro que ainda
há várias dúvidas acerca dessa.
A formação e composição dos diferentes tipos de estrelas também serão
abordadas a seguir, assim como sua participação na formação de estruturas tão
grandiosas que “povoam” o Universo, as galáxias. Mas, da mesma maneira que as
estrelas nascem, elas também passam por alguns processos que podem levar aos
diferentes tipos de mortes estelares.
O texto é totalmente dissertativo, construído com uma linguagem simples
e munido de várias imagens, para que, dessa maneira, o conhecimento possa ser
construído sem maiores dificuldades.
6
ABSTRACT
On the following pages, some Astronomy-related issues are going to be
treated, connected to its history and also (and mainly) to the exposure of some
phenomena that occur in the Universe. Considering History and Philosophy, it will be
possible to notice a great contribution of many people all over the world in order to
bring Astronomy to the level it is nowadays.
The origin of the Universe is going to be discussed in a way that can show
reader that the big-bang is the most acceptable theory in the scientific environment,
though, of course, there are many doubts about it.
The formation and composition of different kinds of stars is also going to
be treated in the following as well as its contribution to the formation of so huge
structures that dwell the Universe, the galaxies. However, the same way the stars are
given birth, they also can take part in some processes that may lead them to different
kinds of stellar death.
The text is totally dissertative, built with a simple writing and with so many images in
order to let the knowledge be built without difficult.
7
OBJETIVOS
Esse trabalho tem como principal objetivo explanar os assuntos que mais
despertam dúvidas e principalmente curiosidades de estudantes em relação à
Astronomia. Dessa maneira, uma linguagem simples e inteligível foi aplicada no
decorrer de todo o texto.
Partindo do foco principal, é possível enumerar alguns objetivos que
podem ser considerados secundários, mas, que não deixam de ter sua importância
no decorrer do trabalho:
1. Relatar como cientistas do passado e do mundo todo influenciaram
para o desenvolvimento da Astronomia;
2. Introduzir a idéia de que o Big-Bang é a teoria do início do Universo
que é mais aceita no meio científico;
3. Explicar de maneira simples alguns fenômenos que envolvem a
Astronomia, como a formação das galáxias e estrelas, por
exemplo;
Tendo em vista tais objetivos, esse trabalho será norteado pelos mesmos,
sem perder o foco principal, que é fazer com que a Astronomia saia do anonimato.
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SUMÁRIO
DEDICATÓRIA .......................................................................................................................................... 4
RESUMO .................................................................................................................................................. 5
ABSTRACT ................................................................................................................................................ 6
OBJETIVOS ............................................................................................................................................... 7
1 - INTRODUÇÃO ................................................................................................................................... 10
2 - Um pouco de história ....................................................................................................................... 12
2.1 - Surge a Astronomia ................................................................................................................... 12
2.2 - Dos gregos aos árabes .............................................................................................................. 14
2.3 - A contribuição Ocidental .......................................................................................................... 16
2.4 – Kepler, Galileu e Newton: Um impulso astronômico .............................................................. 18
3 - A origem do Universo....................................................................................................................... 21
3.1 - A Cosmologia ............................................................................................................................ 21
3.2 - O Big-Bang ................................................................................................................................ 22
3.3 - Estrutura, expansão e possível fim do Universo ...................................................................... 25
3.3.1 - O Big-Crunch ...................................................................................................................... 28
3.3.2 - O Big-Chill .......................................................................................................................... 29
3.3.3 - O Big-Chill modificado ....................................................................................................... 29
3.3.4 - O Big-Rip ............................................................................................................................ 30
4 - As Galáxias........................................................................................................................................ 31
4.1 - Galáxia: Uma grande cidade .................................................................................................... 31
4.2 - A classificação das galáxias ...................................................................................................... 32
4.2.1 - Galáxias Elípticas ............................................................................................................... 32
4.2.2 - Galáxias Espirais e Espirais Barradas ................................................................................. 33
4.2.3 - Galáxias Lenticulares ......................................................................................................... 35
4.2.4 - Galáxias Irregulares ........................................................................................................... 36
4.3 - A Forquilha de Hubble .............................................................................................................. 38
4.4 - Outras categorias ..................................................................................................................... 39
4.5 - A Via Láctea ............................................................................................................................... 40
4.6 - Os Aglomerados ....................................................................................................................... 42
5 - AS ESTRELAS ..................................................................................................................................... 43
5.1 - A classificação e o diagrama H-R .............................................................................................. 43
9
5.2 - O interior das estrelas .............................................................................................................. 46
5.3 - A formação estelar ................................................................................................................... 47
5.4 - Protoestrelas: O início .............................................................................................................. 48
5.5 - Estrelas Binárias e Aglomeradas .............................................................................................. 50
5.6 - O fim das estrelas ..................................................................................................................... 53
5.6.1 - As Nebulosas Planetárias .................................................................................................. 55
5.6.2 - As Supernovas ................................................................................................................... 56
5.6.3 - As Anãs Brancas ................................................................................................................. 58
5.6.4 - As Estrelas de Nêutrons .................................................................................................... 61
5.6.5 - Os Buracos Negros ............................................................................................................. 63
CONCLUSÃO .......................................................................................................................................... 65
REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS ............................................................................................................. 66
10
1 - INTRODUÇÃO
O homem é uma criatura incrível! Atualmente, possuímos uma tecnologia que
era totalmente utopia há alguns anos atrás: computadores cada vez menores e mais
finos, internet super rápida, carros modernos, enfim, itens “assustadores” que foram
criados pelo homem. É claro que muitos não têm acesso a esse tipo de tecnologia,
mas, na maioria das vezes, sabem de sua existência, pois se trata de um assunto
que está sempre na televisão, internet, jornais, etc. E é fácil perceber como a
tecnologia se desenvolve, pois estamos em contato com ela no trabalho, na escola,
em casa, na rua, por toda parte, “precisamos” dela.
O parágrafo anterior foi apenas uma pequena demonstração de como o
homem é capaz de perceber detalhes que fazem parte do seu dia a dia e que o
influenciam diretamente. É engraçado como não notamos certas coisas, por
exemplo, ninguém percebe que está respirando, e é algo essencial para
sobrevivência, mas, quando notamos, dizemos apenas: “Oh, é verdade, eu respiro.”.
No mundo, há vários fenômenos como esse, que está a nossa volta, não
percebemos, mas que é essencial para sobrevivermos. O assunto que será
discorrido nas páginas adiante se encontra englobado nessa categoria: está a nossa
volta (bem antes mesmo de se poder dizer “nós”), mas, quase sempre, não
percebemos que está ali.
Quantas vezes por dia você olha para o céu? Ou, quantas vezes já viu
alguém olhar para o céu? Mas não é apenas para observar um pássaro, um avião
ou avistar algumas nuvens, é olhar para cima e perceber as estrelas, saber que há
muito mais para aprender além de onde você está com os pés.
Ao longo dos anos foi possível notar que grande parte dos estudos
relacionados à Astronomia podem ser comparados com a respiração, está ali,
acontece, mas é praticamente imperceptível. Mas, trabalhar com a Astronomia tem a
vantagem de que muitos acham o máximo as mais simples curiosidades, ou pode-se
11
apenas dizer que a Terra será extinta daqui a alguns anos devido à explosão do Sol,
já é o suficiente para ter um pouco de atenção.
A Astronomia é uma ciência bastante teórica e com ramificações que podem
nos levar desde a criação do Universo até um futuro onde não existirá mais o
planeta Terra. Devido a esse grande leque, será possível escrever apenas sobre
alguns assuntos, tais como: um pouco sobre o início do Universo e suas
implicações; a formação de galáxias e seus diferentes formatos e a vida das
estrelas, no qual, esse último, é o que mais chama a atenção, pois é o que vemos
de mais belo e chamativo quando olhamos o céu noturno. Ao mesmo tempo em que
é deslumbrante falar sobre as estrelas, é assustador saber que há pessoas que
pensam que elas existem só a noite.
Contudo, o estudo da Astronomia se mostra magnífico, no aspecto de que
podemos ter contato com fenômenos que estão bem longe da Terra. Bem longe!
Não há momento melhor para as palavras de um filósofo grego: “A Astronomia
compele a alma a olhar para o alto e nos transporta deste mundo para outro”.
(PLATÃO, séc. IV a.C.).
O estudo da Astronomia tem um papel muito importante no que diz respeito à
evolução do universo. É uma ciência que não mostra limites quanto ao campo de
pesquisa, pois é uma das responsáveis por solucionar questões como: De onde
viemos? Esse questionamento é profundamente estudado pela Astronomia até hoje,
que busca encontrar eventos inéditos no Universo para tentar chegar cada vez mais
perto de uma teoria concreta a respeito do que chamamos de O início de tudo.
A Astronomia é uma ciência que data de milhares de anos, pois há vários
indícios de que os povos antigos já faziam observações do céu e anotavam as
“anormalidades” causadas pelos astros que o compõem, em especial as estrelas,
que são a maioria visível no céu noturno. Muitos grupos em regiões diferentes do
planeta deram sua contribuição para o estudo da Astronomia, apresentando
catálogos e teorias até então impressionantes, levando em conta a falta de
tecnologia da época.
Não só os povos antigos, mas também vários brilhantes cientistas foram
responsáveis por teorias e descobertas realmente fascinantes. Dentre esses
podemos citar Isaac Newton, Galileu Galilei e Johannes Kepler, que foram três
figuras fundamentais na observação e elaboração de leis que se relacionam com os
astros celestes.
12
Mas, nada do que foi feito até hoje é suficiente para explicar a
complexidade do cosmo, e sua grandiosidade também é desconhecida. Algumas
teorias defendem que o Universo possui “bordas”, mas é claro que não se sabe ao
certo onde estão e como continuam em movimento devido à grande explosão que o
iniciou, conhecida como big-bang. Um dos grandes mistérios também inseridos na
Cosmologia é o possível fim do nosso Universo, que pode acontecer de algumas
formas diferentes. Claro que isso levará alguns milhares de anos para acontecer.
Galáxias e estrelas são também os principais objetos de estudo na
Astronomia moderna. Dotados de aparelhos de observação realmente potentes, os
astrônomos nos aproximam cada vez mais para que seja possível enxergar a
formação de uma estrela ou o formato de uma galáxia vizinha à nossa, a Via Láctea.
Contudo, não existe astro mais fascinante do que as estrelas, que, além de
estruturas complexas, assemelham-se ao ser humano se comparado com o trajeto
de vida, pois, as estrelas também passam por um processo de nascimento,
desenvolvimento e por fim, morte.
2 - Um pouco de história
2.1 - Surge a Astronomia
A Astronomia é hoje conhecida por ser uma das ciências mais antigas.
Esse fato pode ser facilmente comprovado, pois, no passado, o homem queria
conhecer não só os fenômenos mais próximos, mas também sobre o movimento
fascinante dos corpos que dominam o céu. Diferente de hoje, o homem observava
mais o céu há tempos atrás, pois havia ali inúmeros corpos, e com esses corpos,
ocorriam fatos que por ele era desconhecido. A partir da ocorrência desses fatos,
podemos também provar que o poder de uma característica intrínseca do homem
foi, mais uma vez, essencial para o desenvolvimento da ciência, essa característica
é a CURIOSIDADE.
Etimologicamente, a palavra Astronomia significa “lei das estrelas”, e vem
do grego, povo que acreditava que havia algum tipo de ensinamento vindo das
estrelas. E estavam realmente corretos. Mas, curiosamente, foram os babilônios que
13
primeiro se propuseram a investigar os corpos celestes, ou seja, o Oriente Médio foi
o berço da Astronomia.1
Os babilônios são povos antigos que viveram na cidade da Babilônia,
capital da Suméria e Acádia, no sul da Mesopotâmia, onde é hoje o Iraque. Essa
civilização foi responsável pela produção de duas peças de argila cozida datadas de
700 a.C.. Nessas peças (Tábuas de Mul.Apin) estão algumas informações sobre o
movimento de estrelas e planetas, além de conter um acervo com algumas
constelações, as quais chegaram até os nossos tempos praticamente imutáveis,
como é o exemplo de Leão e Escorpião. O que nos faz pensar que os babilônios
tinham o hábito de observar o céu e retirar informações que foram extremamente
úteis no futuro.
Outra contribuição dos babilônios para a astronomia foi a contagem do
ano como tendo cerca de 360 dias e dividiram o círculo do céu em 360 graus,
depois, dividiram cada grau em 60 partes e introduziram o dia de 24 horas, sendo
cada hora dividida em 60 partes. Esse é claramente o início do sistema de contagem
do tempo que temos hoje.2
Figura 01 - Tábua de Mul.Apin.
Uma de um par.
1
Informações sobre o significado de Astronomia pode ser encontrado em: ASTRONOMIA. In: Wikipédia, a
enciclopédia livre. Disponível em: <http://pt.wikipedia.org/wiki/Astronomia>. Acesso em: 05/03/2011.
2
Sobre os babilônios veja: BABILÔNIA. In: Wikipédia, a enciclopédia livre. Disponível em:
<http://pt.wikipedia.org/wiki/Babil%C3%B4nia >. Acesso em: 05/03/2011; BABILÔNICOS. In: Tenda Árabe.
Comunidade Árabe-Brasileira na Internet. Disponível em: <http://www.tendarabe.com/conteudo/babilonicos>.
Acesso em: 05/03/2011.
14
2.2 - Dos gregos aos árabes 3
Mesmo sendo os pioneiros nos conhecimentos astronômicos, os
babilônios, infelizmente, convergiram por um caminho que hoje conhecemos por ser
uma pseudociência, a astrologia, a qual envolve mais um misticismo. Mas,
felizmente, cerca de 500 a.C. os conhecimentos de Astronomia da Babilônia
chegaram até a Grécia. Os gregos eram considerados autoridades máximas no que
se diz respeito a matérias científicas. Logo, eles procuravam compreender os
fenômenos físicos relacionados ao Universo, iniciando, assim, uma separação de
misticismo e ciência. Esse fato é uma informação muito importante, pois, não se
deve, de maneira alguma, confundir Astronomia com Astrologia, mesmo sendo
oriundas de um mesmo ponto.
A contribuição dos gregos para a Astronomia começou com Eudóxio, no
séc. IV a.C., que desenvolveu um sistema com 27 esferas que ficavam aninhadas
umas dentro das outras, que giravam em diferentes eixos com diferentes
velocidades, que transportavam corpos celestes ao redor da Terra, a qual nesse
modelo era perfeitamente redonda. Esse modelo, onde corpos celestes esféricos
giravam circularmente em torno da Terra, chamado de Geocentrismo, foi aceito
pelos astrônomos até o séc. XVII.
Figura 02 - Sistema
astronômico de Eudóxio
(390 a.C. até 338 a.C.).
3
Informações sobre o tópico em: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de Janeiro.
2007. Jorge Zahar Editor. p. 16-17.
15
A escala de magnitude usada hoje para classificar as estrelas só foi
possível graças ao astrônomo grego Hiparco, que, no séc. II a.C. fez observações a
olho nu, catalogou e mediu a posição de várias estrelas, além de criar seis
categorias de brilho.
No séc. II d.C. foi feito um livro que continha grande parte do
conhecimento astronômico grego. Essa obra, escrita por Ptolomeu, ficou conhecida
como Almagesto (“o maior”), nome dado por astrônomos árabes posteriores a
Ptolomeu. Nessa obra encontramos uma versão atualizada das idéias de Hiparco:
mais de mil estrelas catalogadas e organizadas em 48 constelações, que são
usadas até hoje no nosso sistema.
Os árabes não só traduziram a obra de Ptolomeu, mas foram essenciais
no desenvolvimento da astronomia depois da queda do império greco-romano. O
centro de pesquisas foi transferido para Bagdá, onde, aproximadamente no ano mil
d.C., o astrônomo Al-Sufi melhorou ainda mais o Almagesto. Ele desenhou grande
parte das constelações e fez diversas ilustrações e fez com que o Livro das Estrelas
Fixas (como foi chamado) se tornasse uma obra de suma importância para a
Astronomia. Logo depois, os trabalhos gregos foram introduzidos na Europa através
de regiões dominadas pelos árabes, como a Espanha, por exemplo.
Figura 03 - A obra de Ptolomeu,
o livro Almagesto.
16
2.3 - A contribuição Ocidental 4
O estudo da astronomia na Europa sofreu uma grande pausa por vários
anos, e só foi retomado com grande força através do sacerdote e astrônomo polonês
Nicolau Copérnico (1473-1543) que fez suas teorias baseadas no Heliocentrismo, ou
seja, colocando o Sol no centro do Universo com os outros planetas orbitando em
volta dele. Teoria já proposta superficialmente pelo filósofo grego Aristaco no séc. III
a.C. Copérnico analisou várias evidências para comprovar sua teoria heliocêntrica,
por exemplo, ele observou que Mercúrio e Vênus tinham órbitas mais próximas do
Sol do que a Terra, e também que Marte, Júpiter e Saturno às vezes pareciam
“atrasados”, pois a Terra passava por eles em seu movimento mais rápido e sua
menor órbita em volta do Sol. A teoria de Copérnico divergia em apenas um ponto
se comparado com a realidade: descrevia as órbitas dos planetas como
combinações de círculos e epiciclos.
Figura 04 - Modelo heliocêntrico
proposto por Copérnico.
4
Informações referentes ao tópico em: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de
Janeiro. 2007. Jorge Zahar Editor. p. 18.
17
Atualmente, é estranho imaginar que uma teoria tão próxima da realidade
como a de Copérnico não era facilmente aceita naquela época, mas tal fato é
perfeitamente justificado, pois não havia nenhum instrumento que auxiliasse na
observação dos astros mais de perto. Tanto é verdade que Copérnico publicou um
livro (no ano em que morreu) chamado Sobre as Revoluções das Esferas Celestes.
Esse livro, infelizmente, foi apelidado de “O livro que ninguém leu”, pois foram
vendidos pouquíssimos exemplares.
Figura 05 - “O livro que ninguém
leu”. Sobre as Revoluções das
Esferas Celestes.
Após a morte de Copérnico, vários pesquisadores continuaram a tentar
descobrir mais mistérios da astronomia. Um deles foi o dinamarquês Tycho Brahe
(1546-1601), que, devido à ajuda financeira do rei da Dinamarca, construiu o que
podemos chamar de um pequeno observatório que servia para analisar o movimento
dos planetas. Esse observatório conhecido como Uraniborg, foi construído na
pequena ilha de Hven, entre a Dinamarca e a Suécia, e era equipado com
instrumentos que permitiam medir posições com até dez vezes mais precisão do que
antes. Só que mais uma vez a astronomia parecia regredir, pois Tycho era
totalmente
contra
a
teoria
heliocêntrica
colocada
por
Copérnico,
mas,
inteligentemente, elaborou teorias colocando novamente a Terra no centro do
Universo.
18
Figura 06 - Modelo geocêntrico
proposto por Tycho Brahe.
Figura 07 - Uraniborg.
Observatório equipado por
Tycho Brahe
2.4 – Kepler, Galileu e Newton: Um impulso astronômico 5
Antes de sua morte, Tycho passou suas observações e objetos de
pesquisa para seu fabuloso assistente, o matemático alemão Johannes Kepler
(1571-1630). Kepler teve um árduo trabalho dentro da Astronomia, pois, munido com
os dados de Tycho, ele confirmou algumas teorias e descartou outras, até chegar à
conclusão de que Copérnico estava certo quanto ao Heliocentrismo. Kepler
concordava que o Sol era orbitado pela Terra e os demais planetas, mas não em
5
Sobre o tópico consulte: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de Janeiro. 2007.
Jorge Zahar Editor. p. 18-21.
19
combinações de círculos, como propusera Copérnico, mas sim, executando órbitas
elípticas. Ele pôde notar, também, que o período de cada planeta está associado à
distância média que o separa do Sol, fato que também já havia sido observado por
Copérnico.
Kepler
passou
vários
anos
fazendo
observações
e
cálculos,
estabelecendo uma poderosa base teórica para a compreensão do movimento dos
astros. Mas, é importante ressaltar que, todas as teorias criadas até então eram
oriundas de observações feitas a olho nu, o que dificultava bastante o trabalho dos
astrônomos. E é justamente nesse contexto que podemos exaltar o nome do
cientista italiano Galileu Galilei (1564-1642), que foi o pioneiro da Astronomia
observacional. Segundo uma lenda, Galileu aprimorou um dispositivo que ouvira
falar de algum viajante, e que aproximava várias vezes os astros celestes, sendo,
assim, um dos primeiros homens a ver bem de perto as maravilhas que compõem o
céu.
Figura 08 - Telescópio de Galileu Galilei.
Galileu pôde ver várias estrelas que não podiam ser vistas aqui da Terra,
pois sua luz era muito fraca. E concluiu também que, não importa o quão próximo,
as estrelas sempre eram vistas como pontos brilhantes, fato esse que é dito até
hoje, pois a distância em que se encontram da Terra é muito grande. As únicas
coisas que Galileu podia ver de maneira mais clara, eram os planetas. Ele conseguiu
ver Júpiter e descobriu que era orbitada por quatro luas, hoje chamadas de satélites
galileanos. Viu também os anéis de Saturno, mesmo sem saber o que eram
exatamente. Mas, o que mais chamou a atenção de Galileu, foi o fato de a Lua não
ser uma esfera lisa como pensavam, pois, através do seu telescópio, ele enxergou
as crateras e irregularidades que lá existem.
20
Então, através das teorias de Kepler e da poderosa “arma” e inteligência
de Galileu, ficava ainda mais fácil de demonstrar que o modelo astronômico real era
o Heliocentrismo. Mas a questão principal que os envolvia era descobrir que força
mantinha os planetas orbitando o Sol e qual a sua natureza. Para tentar solucionar
esse problema, Galileu fez vários experimentos, deixando objetos cair do alto de
torres e descobriu que todos atingiam o chão ao mesmo tempo. Ele observou
também que a velocidade dos objetos em queda dobrava a cada 9,8 metros
aproximadamente (número esse que ficou conhecido como aceleração da
gravidade). Mas ainda assim, o problema da força ainda não havia sido resolvido.
Galileu poderia ter contribuído muito mais para astronomia e para a
ciência no geral, mas, infelizmente ele foi condenado pela igreja católica em 1633
por afirmar que a Terra girava em torno do Sol, passando o resto da vida em prisão
domiciliar e sendo obrigado a declarar que suas teorias não estavam corretas. Mas,
ele teve seu caso revisto, e foi perdoado pelo Papa João Paulo II... Em 1992.
Apenas 50 anos depois, um cientista inglês pensou novamente sobre a
gravidade em seu jardim em Lincoln Shire, e compreendeu que a força que atraía os
corpos para o chão, era a mesma força que
mantinham os planetas em órbita em volta da
Terra. Esse cientista é o magnífico e brilhante
Sir Isaac Newton (1642-1727), que teve sua
teoria a
respeito da forças e gravidade
publicada em 1687, juntamente com o cálculo
diferencial e integral. Essa preciosa obra,
chamada Principia Mathematica, resguarda
as Leis do movimento demonstradas por
Newton e também uma poderosa ferramenta
matemática.
Todas
as
suas
teorias
são
utilizadas até hoje para a resolução de
problemas astronômicos e físicos no geral
(Mecânica Clássica).
Figura 09 - Principia Mathematica, de Isaac
Newton.
21
Através de suas teorias, Newton observou que a atração gravitacional
existente entre dois corpos estava relacionada com as suas massas (quantidade de
matéria), e que a força, chamada Força Gravitacional era inversamente proporcional
ao quadrado da distância entre esses corpos. Essa teoria foi crucial para que ficasse
claro que os planetas orbitavam o Sol, e também, o porquê da influência da Lua nas
marés.
Com isso, nota-se que esses três cientistas (Kepler, Galileu e Newton)
foram de suma importância para a construção de teorias astronômicas, pois
deixaram ferramentas poderosíssimas, não só teóricas, mas um grande aparato de
instrumentos que foram aperfeiçoados com o passar dos anos para facilitar e
“aproximar” os astros para uma melhor observação e estudo.
3 - A origem do Universo
3.1 - A Cosmologia 6
Um dos grandes desafios da Astronomia é coletar informações confiáveis
a respeito da origem e evolução do Universo. Para isso, existe a Cosmologia, a
parte da Astronomia que trata de estudos extremamente teóricos sobre o Universo.
É claro que ao decorrer dos anos, várias teorias foram feitas com o intuito de
explicar de onde viemos e para onde vamos, mas, atualmente, a teoria da origem do
Universo aceita pelos astrônomos é o big-bang, a qual é alvo de estudo da
cosmologia moderna.
A cosmologia enfrenta algumas dificuldades, como por exemplo: os alvos
a serem analisados estão há vários quilômetros de distância, fazendo assim com
que os cientistas retirem os dados de corpos celestes “mais próximos”. De acordo
com a cosmologia, todos os objetos vistos no céu são remanescentes de um mesmo
ponto, ou seja, de um mesmo Universo, seguindo, assim, as mesmas leis da Física.
Esse tipo de problema limita o trabalho dos cosmólogos, que possuem apenas o
nosso Universo como objeto de estudo. Ou seja, só é possível estudar em detalhes
6
Informações sobre Cosmologia disponível em: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio
de Janeiro. 2007. Jorge Zahar Editor. p. 45.
22
pequenas regiões, mas, a partir delas, é possível compreender o que ocorre no
Universo como um todo.
Outro desafio da cosmologia é explicar fenômenos que estamos
acostumados a lidar no meio científico: a velocidade fixa da luz e o fato de o
Universo estar se expandindo são exemplos claros de estudos cosmológicos atuais.
Mas, a grande questão dentro da cosmologia é prever o que acontecerá com o
Universo, qual será o seu destino, pois, de acordo com teorias astronômicas, o
Universo está em expansão devido a ação de uma força misteriosa conhecida como
energia escura. Mas, antes de falar sobre expansão e o que ocorrerá no futuro, é
importante compreender a teoria da origem do Universo.
3.2 - O Big-Bang 7
O início do Universo é um mistério em muitas culturas, seja no meio
religioso, seja no meio científico, tendências essas que divergem de uma maneira
espantosa quando o assunto é o big-bang. O big-bang é o grande alvo das
discussões que giram em torno da “guerra” ciência x religião, que se arrasta por
vários anos. Mas, é claro que não trataremos de teorias religiosas, já que o intuito é
esclarecer fatos do surgimento do Universo com teorias em voga no meio científico.
Atualmente, o big-bang é a melhor teoria que esclarece o início de tudo.
Há aproximadamente 13,7 bilhões de anos atrás, houve uma cataclísmica e violenta
explosão, formando, assim, o espaço, o tempo, a energia e matéria, que com o
passar dos anos, tomou sua forma atual.
Em 1927, o astrônomo belga Georges Lemaître foi o primeiro a propor
que o Universo possa ter originado-se de um “átomo primordial”, mas ainda não foi o
suficiente para “emplacar” essa teoria. Apenas em 1948 o físico russo George
Gamow e sua equipe, desenvolveram uma teoria a respeito da origem do Universo.
Com o seu grande conhecimento de física nuclear, Gamow conseguiu explicar como
diferentes partículas elementares se formaram em uma explosão a temperaturas
altíssimas. Mas, a expressão big-bang ainda não havia sido atribuída. Curiosamente,
esse nome foi dado por Fred Hoyle, um cientista que era totalmente contra essa
7
Informações sobre o Big-Bang podem ser encontradas em: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª
edição. Rio de Janeiro. 2007. Jorge Zahar Editor. p. 48-51.
23
teoria, pois, ele acreditava que o Universo já estava ali, estacionário, se expandindo
e criando matéria a todo o momento.
Essa teoria não tenta de maneira alguma explicar o que aconteceu
“antes”, mas ela explica muitas características, como a constante expansão do
Universo e uma radiação que acredita-se ser remanescente da grande explosão. Só
que essa não foi uma explosão comum, pois, através dela, formou-se o espaço, e
começamos a contar o tempo a partir daí.
Figura 10 - Possível representação da explosão do Big-bang.
No momento conhecido como Tempo de Planck (aproximadamente 10-43
segundos) não se aplica nenhuma das leis da Física, logo, foi a partir desse tempo
que os acontecimentos puderam ser explicados cientificamente. Nos primeiros 10 -35
segundos houve o que os cientistas chamaram de “inflação”, momento de súbita
expansão do Universo, que passou de um pequeno átomo a maior que uma galáxia.
Teoria que foi desenvolvida para explicar o porquê da irregularidade da distribuição
das galáxias, já que o big-bang nos diz que a matéria é uniformemente distribuída.
Um fato que pode ter impedido o crescimento desenfreado da matéria é a
teoria de que houve uma separação das quatro forças fundamentais, que, no início,
formavam uma força unificada apenas, chamada de Superforça. Essas forças
24
fundamentais são: força nuclear forte, força nuclear fraca, força eletromagnética e
força gravitacional.
A inflação foi acompanhada de uma súbita queda de pressão e
temperatura, e, logo depois, houve novamente um aumento de temperatura. A
densidade de energia era muito alta, e partículas se formavam e decaíam de acordo
com a equação de Einstein: E=mc². É claro que esse processo de formação de
matéria foi cessando, até que após um microssegundo, a temperatura caiu para
menos de um quatrilhão de graus Celsius, cessando, assim, a formação de matéria.
As tabelas a seguir podem ser entendidas como uma linha do tempo
desde o big-bang, para melhor demonstrar o que se formou no Universo e como ele
expandiu.
Diâmetro
Temperatura
Tempo
Fato
Diâmetro
Temperatura
Tempo
Fato
-26
10
m
10 m
27
10
-35
10
K
-32
s
10
s
Ocorreu a inflação, e a
matéria foi criada
espontaneamente (a altas
temperaturas) a partir da
energia, formando uma
massa. Surgiram partículas
que hoje só podem ser
obtidas em um acelerador
de partículas.
12
10 m
15
10 K
-9
10 s
Pouca matéria restou após a
explosão, pois a maior foi
aniquilado pela anti-matéria, ou
seja, todo material foi
convertido em energia. Essa
liberação de energia manteve a
temperatura do Universo por
um tempo, mas depois
nenhuma partícula mais pôde
ser criada. Assim se fixou o
conteúdo do Universo.
5
6
9
10 m
10 m
10 m
26
21
18
10 K
10 K
10 K
-24
-21
-18
-15
-12
10 s
10 s 10 s 10 s
10 s
Segundo as análises, o big-bang criou quantidades
iguais de matéria e anti-matéria, só que a atual
configuração do Universo apresenta mais matéria do
que anti-matéria. Os cientistas explicam esse fato a
partir da existência de uma partícula chamada bóson
X, que, ao decair, produz uma quantidade maior de
matéria, gerando, assim, um pequeno desequilíbrio,
-6
da ordem de aproximadamente 10 %.
Partículas e anti-partículas chocavam-se aniquilando
umas as outras, liberando energia em uma grande
explosão.
100 bilhões Km
13
10 K
-6
10 s
1 trilhão Km
12
10 K
-3
10 s
Aqui ocorreu a formação das primeiras partículas
mais comumente conhecidas, os prótons e os
nêutrons. Prótons (positivos): união de dois quarks
up e um quark down. Nêutrons (sem carga): união
de dois quarks down e um quark up.
25
Diâmetro
Temperatura
Tempo
Fato
1 trilhão Km
10 anos-luz
10 mil anos-luz
100 milhões anos-luz
10
8
10 K
10 K
3000 K
1s
200 s
300 mil anos
Prótons e nêutrons formaram
ligações estáveis devido à
queda de temperatura. No
Universo havia apenas
núcleos de hidrogênio e hélio,
pois são elementos mais
A temperatura do Universo caiu consideravelmente
leves. Esse processo
após 300 mil anos da explosão, assim, os átomos
chamado nucleossíntese
puderam permanecer estáveis. Dessa maneira, os
eliminou muitas partículas
elétrons juntaram-se aos núcleos e formaram
livres, deixando apenas uma
átomos mais leves. Esse processo ocasionou a
grande quantidade de
extinção da bruma e os fótons puderam “viajar” em
partículas compostas por
linha reta sem nenhum impedimento.
elétrons (negativos)
chamadas léptons. Entre os
léptons e núcleos saltavam
fótons, formando uma bruma,
deixando o Universo opaco.
3.3 - Estrutura, expansão e possível fim do Universo 8
O Universo é tão vasto que teorias afirmam que ele tenha dimensões
infinitas. É claro que grande parte das observações e cálculos são feitos tomando a
Terra como referencial, logo, não sabemos da existência de vários astros, pois sua
luz ainda não nos atingiu, porque estão muito longe de nós. Não há nada que mostre
os limites do Universo, ou seja, algum tipo de “borda”, e segundo a teoria da
relatividade, o espaço e tempo podem ser curvados, logo, o Universo pode se curvar
de várias maneiras, podendo até dobrar sobre si mesmo em algumas partes.
Uma maneira de tentar imaginar o tamanho do Universo é fazer o que os
astrônomos chamam de degrau astronômico, consiste em sair de um planeta e ir
evoluindo pelos astros seguintes, por exemplo: Terra, Lua, Sol, outros planetas,
Sistema Solar, Via Láctea, e assim por diante. E é importante frisar também que, a
unidade que utiliza-se para medir distâncias astronômicas é o ano-luz, logo, cabe a
cada um deixar de lado a idéia de que 20 mil Km é um grande caminho a percorrer,
pois, dentro da Astronomia, tratamos de distâncias muito maiores, por isso é
explicitado sempre em ano-luz. Um ano-luz é a distância que a luz percorre durante
um ano, ou seja, o caminho percorrido por ela em um ano com uma velocidade de
300.000 Km/s (3.108 m/s). É muito comum a dedução que o ano-luz é unidade
8
Informações sobre o subtítulo disponível em: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio
de Janeiro. 2007. Jorge Zahar Editor. p. 54-56.
26
tempo, por conter a palavra ano, mas como já foi dito, é unidade de distância,
comprimento.
Quanto mais longe fazemos uma observação astronômica, diz-se que
mais retrocedemos no tempo. Os registros de fotografias mais distantes que temos,
foi graças ao telescópio Hubble, com seu Campo Ultra Profundo; são galáxias
primitivas que se formaram a aproximadamente 1 milhão de anos após o big-bang.
Figura 11 - Representação da expansão do Universo.
Infelizmente não é possível ter uma idéia completa da estruturação do
Universo, pois os telescópios não conseguem captar as informações que se
escondem a uma distância muito grande numa “idade das trevas”, portanto, a maior
parte dessas idéias são aparatos teóricos. No espaço ainda existe uma radiação que
acredita-se ser remanescente do big-bang. Conhecida como radiação de fundo em
microondas, ela revela-nos que com apenas dois bilhões de anos após a grande
explosão, a matéria já havia se aglomerado, ou seja, já era possível notar as
galáxias em estado avançado de formação. Fato esse que também é utilizado como
27
argumento para provar que realmente ouve a inflação, onde houve variações
consideráveis de temperatura e densidade, que, ao se espalharem, formaram-se
vários aglomerados e superaglomerados de possíveis galáxias atuais.
A formação das galáxias não ocorreu imediatamente após o big-bang,
acredita-se que os gases gerados depois da grande explosão sofreram certo tipo de
processamento, transformando-se em estrelas gigantes, também chamadas de
“megassóis”. Essas estrelas eram compostas de puro hélio e hidrogênio, diferente
das estrelas de hoje, pois, estima-se que sua massa seja centenas de vezes maior
do que a massa do Sol. A partir do momento que esses megassóis ficaram sem
“combustível”, eles explodiram espalhando todo tipo de materias pesados no espaço
deixando vários buracos negros, dando início, assim, à formação das galáxias
primitivas. Essa teoria é aceita devido ao fato de que as galáxias levariam bilhões de
anos para se formarem em decorrência da ação da gravidade apenas.
Mas, a configuração das galáxias não se manteve a mesma desde a sua
formação. Experiências mostram que galáxias bem distantes de nós se afastam a
uma grande velocidade, devido não a existência de uma força entre elas, pois são
movidas pela própria expansão do Universo. Quando os astrônomos capturam e
decompõem a luz de uma galáxia distante, eles percebem que no espectro de cores
ocorrem desvios para ondas mais longas em relação à posição de algumas linhas.
Nota-se que algumas delas apresentam estarem mais avermelhadas do que o
normal, fenômeno esse que é conhecido como desvio para o vermelho. Esse desvio
trata-se de um efeito Doppler, pois a galáxia-fonte afasta-se de nós.
Foi na década de 20 que o brilhante astrônomo estadunidense Edwin
Powell Hubble analisou diversos espectros de várias galáxias e concluiu que quanto
mais distante está a galáxia, maior é o seu desvio para o vermelho e mais
rapidamente ela move-se para longe, ou seja, a velocidade de afastamento cresce
com o aumento da distância. A medida dessa taxa é chamada de constante de
Hubble. Se esse constante permanecer imutável ao longo do tempo, seria possível
determinar com exatidão a idade do Universo, pois, seria possível retardarmos essa
expansão até o momento do big-bang. Nós temos essa medida atualmente. Ela foi
feita nos anos 90 através do telescópio Hubble (novamente o Hubble), datando o
Universo de 13,7 bilhões de anos.
28
Porém, devemos perceber que a expansão do Universo é um fenômeno
que ocorre em grande escala, ou seja, apenas entre galáxias distantes, pois, para
sistemas mais próximos temos interações gravitacionais entre os corpos celestes.
Dizemos, então, que existem basicamente duas forças que são
diretamente responsáveis pela expansão/não-expansão do Universo: uma delas é a
energia obtida pela explosão do big-bang, como se fosse um “empurrão. A outra
força é a gravidade, a qual depende da quantidade de matéria no Universo, e grande
parte dela é formada de “matéria-escura”, ou seja, não podemos detectá-la. Teorias
já propuseram que a interferência da gravidade devido à matéria escura seria o
suficiente para balancear ou até desacelerar a expansão do Universo, só que isso
não ocorreu, pois, pesquisas recentes detectaram outro fator que está “ajudando”
nessa expansão. Esse fator foi chamado energia escura, que é vista como uma
força que faz o Universo se expandir.
Muitos astrônomos que debatem sobre a energia escura afirmam que se
o Universo continuar a crescer, poderia ocorrer efeitos não muito agradáveis, como
um possível fim do cosmos. O possível fim do Universo pode ocorrem em quatro
possibilidades: Big-Crunch, Big-Chill, Big-Chill Modificado e o Big-Rip.
3.3.1 - O Big-Crunch 9
Nessa teoria teríamos uma inversão na expansão do Universo, ou seja, a
força da gravidade se tornaria maior do que a força de expansão, fazendo, assim,
com que o Universo cessasse seu crescimento e comece a contrair. As galáxias irão
se aglomerar, provocando uma imensa atração gravitacional entre os corpos
celestes. Essa aglomeração resultaria num imenso aumento da temperatura,
resultando em gigantescas explosões e formações de buracos negros. Dessa
maneira, poderíamos retornar a um pequeno ponto de energia, sendo possível
ocorrer outro big-bang.
9
Sobre Big-Crunch veja: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de Janeiro. 2007. Jorge
Zahar Editor. p. 57; BIG-CRUNCH. In: Instituto de Matemática Estatística (USP). Disponível em:
<http://www.ime.usp.br/~cesar/projects/lowtech/setemaiores/big_crunch.htm>. Acesso em: 12/03/2001.
29
Figuras 12 e 13 - Possíveis representações de um Big-Crunch
3.3.2 - O Big-Chill 10
Ao contrário do big-crunch, no big-chill não haveria matéria suficiente para
desacelerar a expansão do Universo, pelo contrário, essa expansão continuaria
lentamente fazendo com que as galáxias se desintegrem. Estrelas se apagariam, e
a matéria se dividiria em suas menores partículas.
3.3.3 - O Big-Chill modificado 11
A única diferença do big-chill tradicional é que a taxa de expansão do
universo continuaria e cresceria de maneira constante, mas, mesmo assim, o fim do
Universo ainda seria pelo big-chill, especificado acima.
10
Sobre o Big-Chill veja: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de Janeiro. 2007. Jorge
Zahar Editor. p. 57.
11
Idem.
30
3.3.4 - O Big-Rip 12
Essa teoria foi inicialmente apresentada em 2003 e nos diz que a taxa de
expansão do Universo cresceria de maneira desenfreada. Esse drástico
crescimento causaria uma desagregação das galáxias, rompendo, assim, as forças
fundamentais da natureza, inclusive a força entre os átomos, fazendo com que
esses se desintegrem, gerando um “nada”, onde o próprio tempo não existiria mais.
Figuras 14 - O gráfico acima nos mostra três possíveis fins do Universo. A energia escura constante
representa o Big-Rip.
12
Informações sobre o Big-Rip em: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de Janeiro.
2007. Jorge Zahar Editor. p. 57; BIG-RIP. In: Wikipédia, a enciclopédia livre. Disponível em:
<http://pt.wikipedia.org/wiki/Big_Rip>. Acesso em: 12/03/2011.
31
4 - As Galáxias
4.1 - Galáxia: Uma grande cidade 13
Olhando aleatoriamente para céu noturno a olho nu, pode-se notar a
presença de diversos astros, mais facilmente as estrelas. É comum encontrar com
algumas pessoas que acham que todos esses astros estão espalhados
aleatoriamente pelo Universo como se fossem um monte de areia numa caixa. Na
verdade, esses astros estão no interior de estruturas muito maiores, que são as
galáxias. As galáxias são geralmente formadas por bilhões de estrelas, planetas, e
vários outros corpos celestes, todos unidos devido à ação da força da gravidade que
cada um exerce sobre o outro (Leis de Newton da Gravitação Universal).
tamanhos
As
galáxias
possuem
vários
e
formatos
diferentes,
como
veremos adiante. Logo, não estamos a esmo
no Universo, fazemos parte de uma “cidade”
muito maior do que o nosso simples Sistema
Solar.
Até nessa parte da Cosmologia
haviam filósofos envolvidos. Um deles foi o
famoso
alemão
(nascido
na
Prússia
Ocidental) Immanuel Kant, que, em 1755 já
tinha um pensamento formado a respeito
dessas grandes estruturas que ele acreditava
existir.
Na
sua
obra,
Allgemeine
Naturgeschichte und Theorie des Himmels
(História geral da Natureza e teoria do Céu)
Kant já havia afirmado que o nosso Sistema
Solar formou-se a partir de uma nuvem de
Figura 15 - Allgemeine Naturgeschichte
und Theorie des Himmels.
13
Sobre as galáxias veja: SCIENTIFIC AMERICAN BRASIL (Aula Aberta). Astronomia: Galáxias, cidades cósmicas.
Página 22. Volume 05. Ano I. 2010. Editora Moderna. p 23.
32
gases bem concentrada, e ele chamou de “universo-ilha” o que conhecemos hoje
por ser a nossa Galáxia, a Via Láctea. Mesmo com essas idéias de como seria
formada toda essa estrutura, foram necessários vários anos para que a teoria de
Kant pudesse ser aceita como sendo verdadeira.
4.2 - A classificação das galáxias 14
Um erro muito comum para observadores amadores é confundir as
nebulosas com as galáxias. Apesar da semelhança, as nebulosas fazem parte de
uma categoria distinta das galáxias.
As galáxias possuem diferentes formas. Sua principal diferença é pela
quantidade de estrelas que as formam. Algumas possuem bilhões de estrelas, mas,
algumas dessas são menores e não possuem um brilho elevado.
A grande contribuição para classificar as galáxias, foi mais uma vez dada
por Edwin P. Hubble no ano de 1936. Nesse período já estava evidenciado de que
as nebulosas eram diferentes das galáxias, pois seria um caos catalogá-las se esse
fato não estivesse esclarecido. Hubble baseou-se nas formas das galáxias, método
que continua sendo utilizado por astrônomos da atualidade.
Assim, levando em consideração a morfologia das galáxias, inicialmente
Hubble as classificou como: elípticas, espirais, lenticulares e irregulares.
4.2.1 - Galáxias Elípticas 15
Esse tipo de galáxia, como o próprio nome já diz, possui o formato de um
círculo achatado, ou seja, seu contorno forma uma elipse. Podem-se observar
diversos tamanhos dessas galáxias, e são formadas geralmente de estrelas velhas e
frias, vermelhas e amarelas, geralmente. As galáxias elípticas possuem pouca (ou
nenhuma) poeira intergaláctica (que são nuvens compostas de carbono e
macromoléculas orgânicas), sendo assim, não há formação de estrelas.
14
Idem.
Sobre Galáxias Elípticas veja: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de Janeiro.
2007. Jorge Zahar Editor. p. 76. SOARES, Domingos. Galáxias Elípticas. In: Departamento de Física (UFMG).
2009. Disponível em: <http://www.fisica.ufmg.br/~dsoares/reino/eliptica.htm>. Acesso em: 16/04/2011;
15
33
Para facilitar a inserção em artigos científicos, livros, revista, imagens,
etc., Hubble estabeleceu uma nomenclatura que é utilizada por todos os astrônomos
hoje. No casa das galáxias elípticas, Hubble representou-as pela letra E, seguida de
um número, o qual determina o quão “achatado” é a galáxia. Por exemplo, temos
galáxias que vão de E0 até E7, que é o tipo mais elíptico por ele catalogado.
Figura 16 - M87 (NGC
4486). Galáxia elíptica
do tipo E1.
4.2.2 - Galáxias Espirais e Espirais Barradas 16
Considerada umas das mais belas formas, as galáxias espirais são
formadas por estrelas e outros materiais (como os citados acima, poeira
intergaláctica, etc.) dispostos em uma região formando um disco de formato
espiralado, lembrando um redemoinho. Estruturas chamadas “braços espirais” são
formados, e são nesses braços que se localizam as estrelas mais jovens, com maior
brilho e de vida curta, e são essas estrelas que delineiam a galáxia, pois seu forte
brilho é facilmente notado em uma observação visual. Pela grande concentração de
poeira e estrelas jovens nos braços espirais, conclui-se que nas galáxias espirais
ocorrem uma intensa formação de novas estrelas.
16
Informações do subtítulo em: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de Janeiro.
2007. Jorge Zahar Editor. p. 76; SOARES, Domingos . Galáxias Espirais de frente. In: Departamento de Física
(UFMG). 2008. Disponível em: <http://www.fisica.ufmg.br/~dsoares/reino/rdmoinho.htm>. Acesso em:
16/04/2011.
34
Já no centro (chamado de galáctico) desse tipo de galáxia podemos
encontrar um bojo contendo estrelas velhas dos tipos vermelhas e amarelas. O
notável é que esse centro está em constante rotação, mas não se compara com a
rotação de um CD, onde todos os pontos completam uma volta num mesmo período,
nesse caso, cada “ponto” desde o centro, até os braços giram com uma velocidade
diferente, chamada rotação diferencial, o que está diretamente ligada com a
formação dos braços espirais.
Figura 17 - M33. Galáxia
do Triângulo. Espiral do
tipo Sc.
Uma variação desse tipo de galáxia são as espirais barradas, que
possuem o centro cruzado por uma barra de estrelas, o qual, dessa estrutura em
barra, surgem os braços da galáxia. Esse tipo de galáxia também executa a rotação
diferencial, exceto a grande barra, que gira como sendo um corpo só.
Figura 18 - NGC 1300. Galáxia espiral barrada do tipo SBc.
35
Um fato curioso na observação das galáxias, é que, dependendo da
perspectiva, elas podem apresentar formatos diferentes, ou até podem passar
despercebidas dos olhos astronômicos. Um exemplo disso, são as galáxias espirais
superfinas, galáxias anãs que são pouco desenvolvidas e, por não possuírem uma
quantidade significativa de material intergaláctico, passaram despercebidas por
vários anos.
As espirais normais são representadas pela letra S (do inglês “spiral”), e
as espirais barradas são representadas pelas letras SB. Hubble observou também
que nessas galáxias havia uma diferença da posição dos braços espirais, ou seja,
alguns pareciam ser mais próximos do centro, para ajustar isso, ele inseriu na
nomenclatura a, b e c. Por exemplo: Sa, Sb, SBa, SBb, etc.
4.2.3 - Galáxias Lenticulares 17
Facilmente de serem confundidas com as espirais, as galáxias
lenticulares também apresentam uma formação em disco devido à distribuição de
seus componentes, mas a diferença é que não possuem os braços espirais. E antes
que se confundi-las com as elípticas, as lenticulares também são ausentes de poeira
intergaláctica, parecem ser mais “limpas”, mas não possuem formato de esfera.
Figura 19 - NGC 2549. Galáxia lenticular vista de lado.
17
Sobre Galáxias Lenticulares veja: SOARES, Domingos. Galáxia Lenticular. In: Departamento de Física (UFMG).
2009. Disponível em: <http://www.fisica.ufmg.br/~dsoares/reino/lenticular.htm>. Acesso em: 04/04/2011.
36
Para ter certeza de que estamos observando uma galáxia lenticular, devese observar de uma posição onde ela esteja um pouco inclinada e de perfil, dessa
forma, ela apresenta-se semelhante a uma lente biconvexa, daí o nome lenticular.
Quando ela é vista de frente, realmente é muito fácil confundi-la com uma galáxia
elíptica.
A representação para as galáxias lenticulares são os algarismos S0.
4.2.4 - Galáxias Irregulares 18
Todas as galáxias catalogadas nessa categorias, possuem uma
singularidade: não têm um formato definido, ou seja, não apresentam uma
regularidade na sua forma, são diferentes umas das outras.
As galáxias irregulares são também consideradas galáxias “anãs”, pois
são geralmente menores do que as elípticas e as espirais. Hubble obedeceu ao
seguinte padrão para classificá-las: se não se enquadra como elíptica ou espiral, é
irregular. Temos um exemplo bem próximo da Via Láctea, A Grande Nuvem de
Magalhães, uma galáxia irregular que está a aproximadamente 160 mil anos-luz de
distância de nós.
Figura 20 - A Grande Nuvem de Magalhães.
18
Sobre Galáxias Irregulares veja:SOARES, Domingos . Galáxias Irregulares. In: Departamento de Física (UFMG).
2009. Disponível em: <http://www.fisica.ufmg.br/~dsoares/reino/irregular.htm>. Acesso em: 22/04/2011.
37
Futuramente, observou-se que a classificação de Hubble para as galáxias
irregulares mostrava-se insuficiente, pois surgiram algumas galáxias que não se
encaixavam em nenhuma das categorias. Foi nesse contexto com o astrônomo de
origem francesa, mas que trabalhou nos EUA, Gérard de Vaucouleurs contribuiu
para o aperfeiçoamento desse sistema de classificação. Inicialmente, ele propôs que
as irregulares fossem classificadas a partir das espirais. Então ele fez uma adição à
nomenclatura, já proposta por Hubble, da seguinte maneira: criou o tipo Sd, com os
braços existentes, mas apresentando irregularidade e o tipo Sm (m de Magalhães).
Representado as irregulares Gérard substituiu o Irr I, criado por Hubble para
representar a Grande Nuvem de Magalhães, por Im. E em seguida criou o Ir, como
sendo as verdadeiramente irregulares, chamadas também de “amorfas”.
Por conterem uma grande quantidade de poeira e material intergaláctico,
podemos dizer que as galáxias irregulares são verdadeiros ninhos de estrelas. Sua
formação pode ocorrer devido a um choque entre galáxias, ou somente uma
perturbação gravitacional com outras galáxias próximas. Em seu centro, podemos
encontrar também bojos com estrelas mais brilhantes, ou até barras (semelhante às
espirais), mas não há uma simetria desses elementos com o restante da galáxia,
fazendo, assim, que ela se torne única em sua forma.
Figura 21 - Choque entre
NGC 4038 e NGC 4039,
duas galáxias a 63
milhões de anos luz da
Terra.
38
4.3 - A Forquilha de Hubble 19
Já foi explicitado que Edwin Hubble foi uma figura importantíssima na
classificação das galáxias. Esse trabalho foi firmado como uma área a parte na
Astronomia: Astronomia Extragaláctica, que se baseia em investigar, fotografar,
classificar, enfim, obter informações a respeito de outras galáxias, externas à nossa,
a Via Láctea. Esse método é muito utilizado na Biologia, onde classificam e
catalogam os seres vivos.
Pois bem, como foi demonstrado anteriormente, Hubble conseguir
determinar uma regularidade dentre os mais variados tipos de galáxias. Feito isso,
ele, brilhantemente, criou um sistema simples para melhor entendimento dessa
classificação, chamado de Forquilha de Hubble ou Forquilha de Galáxias de Hubble,
esse termo foi inserido pela primeira vez em seu livro, lançado em 1936, chamado
The Realm of the Nebulae (O Reino das Nebulosas). Na imagem podemos ver de
maneira mais simplificada a estrutura desse sistema.
Figura 22 - A Forquilha de Galáxias de Hubble.
19
Informações do subtítulo em: SOARES, Domingos. A Forquilha de galáxias de Hubble. In: Observatório
astronômico Frei Rosário (UFMG). 2007. Disponível em: <http://www.observatorio.ufmg.br/Pas78.htm>.
Acesso em: 04/04/2011.
39
Na extremidade da forquilha encontram-se as galáxias elípticas do tipo E0
(sem “achatamento” algum), a seguir estão as elípticas mais achatadas: E1, E2,
E3,..., e assim por diante (lembrando que o limite é até o tipo E7). Na bifurcação,
encontram-se as galáxias espirais; na parte superior começando com as galáxias do
tipo Sa até o tipo Sc (braços mais próximos ao centro) e na parte inferior as espirais
barradas do tipo SBa até as do tipo SBc. No vértice da forquilha estão as galáxias
lenticulares, ou seja, as do tipo S0. Dispostas dessa maneira, temos a formação da
forquilha de Hubble.
4.4 - Outras categorias 20
O estudo e a busca por outras galáxias não parou nos trabalhos de
Hubble, vários outros artigos publicados comprovam a existência de outros tipos que
não se enquadram na forquilha. Esses outros tipos de galáxias encontram-se muito
longe da Terra, como é o exemplo da galáxia Markarian 231, que foi descoberta em
1969
pelo
astrônomo
armênio
Benjamim Egishe Markarian, que
desenvolveu
seu
trabalho
no
observatório Byurakan, na antiga
URSS. Essa galáxia situa-se a
aproximadamente 600 milhões de
anos luz da Terra (realmente muito
distante) e é considerada uma das
mais brilhantes até hoje observada.
Acredita-se que esse fato é devido
ao excesso de radiação ultravioleta
no espectro de sua emissão, que
sugere a ocorrência de violentos
fenômenos em seu núcleo.
20
Figura 23 - A distante Markarian 231.
A respeito do subtítulo veja: MARKARIAN, Benjamin. In: Wikipédia, a enciclopédia livre. Disponível em:
<http://pt.wikipedia.org/wiki/Benjamin_Markarian>. Acesso em: 22/04/2011; MARKARIAN 231. In: ESA Science
& Technology. 2008. Disponível em: <http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=42663>.
Acesso em: 23/04/2011.
40
Existe também outro tipo de galáxia muito interessante, as radiogaláxias,
que, ao invés de luz, emitem mais comprimentos de ondas de rádio no seu espectro
eletromagnético, por isso há certa dificuldade em detectá-las a olho nu. Geralmente,
são gigantes elípticas cercadas de jatos de poeira e gases.
4.5 - A Via Láctea
Para que seja realizada uma observação do céu noturno sem muitos
constrangimentos, é aconselhável que esse procedimento realize-se em um lugar
livre do que chamamos de poluição luminosa. Esse tipo de “poluição” é muito
comum em cidades onde o sistema de iluminação é totalmente irregular, lançando
uma grande quantidade de luz para a atmosfera, atrapalhando, assim, a observação
dos astros. O ideal seria locomover-se para uma área o mais distante possível da
iluminação urbana, e que de preferência esteja no inverno, pois as nuvens são mais
raras. Seguindo todas as recomendações básicas para se ter uma boa observação,
podemos notar no céu milhares de estrelas. Constelações mudam de posição a
cada dia, devido ao movimento da Terra em torno do Sol.
A olho nu podemos contar aproximadamente 6 mil estrelas, que,
aparentemente é um número significativo, mas essas estrelas são uma ínfima parte
que contribuem na formação da nossa Galáxia, a Via Láctea. É na Via Láctea que
situa-se o nosso Sistema Solar, que é formado pelos planetas, satélites artificiais e
naturais, cometas e asteróides. Todo esse conjunto de astros formando o Sistema
Solar, unindo-se com aproximadamente 200 bilhões de estrelas, contribuem para a
formação da Via Láctea.
Figura 24 - A Via Láctea vista do Sistema Solar.
41
De acordo com vários cálculos e observações astronômicas, foi possível
determinar que o Sol tem um movimento de translação com o centro da galáxia a
cada 200 milhões de anos, aproximadamente. Só que a Via Láctea não se comporta
como um “corpo sólido”, pelo contrário, há movimentos de todos os astros inseridos
nela, inclusive, há um movimento da própria Galáxia como um todo, tanto por suas
dinâmicas próprias quanto pela conseqüência da expansão do Universo.
Se observarmos alguma imagem da Via Láctea com uma vista “de cima”,
é possível observar que as estrelas azuis e mais brilhantes (mais jovens),
juntamente com outras estrelas, habitam os braços espirais mais externos,
geralmente em aglomerados formados há pouco. Essa região é chamada de
População I. Partindo para o centro da Galáxia, encontramos as estrelas vermelhas
e amarelas (as mais velhas) formando, assim, um aglomerado globular, uma região
densa, conhecida como População II. 21
Figura 25 - A Via Láctea vista de cima.
21
Sobre a Via Láctea veja: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de Janeiro. 2007.
Jorge Zahar Editor. p. 74; SCIENTIFIC AMERICAN BRASIL (Aula Aberta). Astronomia: Galáxias, cidades cósmicas.
Página 22. Volume 05. Ano I. 2010. Editora Moderna. p 25.
42
Quanto à sua classificação, a Via Láctea já fez parte do grupo das
galáxias espirais, mas, na década passada ela teve sua reclassificação, sendo
considerada uma espiral barrada. Só que essa teoria pode não ser exatamente a
real, pois, vimos que dependendo do ponto de vista, a galáxias pode apresentar
diferentes formas, mas, de acordo com observações externas (claro) a Via Láctea é
hoje classificada como espiral barrada.
Além de estrelas, as galáxias também são compostas por buracos negros
remanescentes de estrelas mortas, mas, um fato curioso sobre a Via Láctea é que,
em seu centro há um buraco negro com massa igual a três milhões de vezes a
massa do nosso Sol, realmente colossal. Há indícios de que ele sugou as estrelas e
os gases da região à sua volta. Não só na Via Láctea, mas em várias outras galáxias
de grande porte, pode ser que existam buracos negros dessa magnitude.
4.6 - Os Aglomerados 22
Como mostrado anteriormente, sabemos que existem vários outros tipos
de galáxias, que foram classificadas graças ao trabalho de Edwin Hubble, e também
que temos as que não estão nessa classificação, que foram descobertas
posteriormente por vários astrônomos, como o citado Benjamim E. Markarian. Bom,
dessa maneira, podemos dizer que há certa sociabilidade entre todas as galáxias,
por exemplo, a Via Láctea não está isolada no Universo, ou seja, elas se agrupam e
formam o que chamamos de aglomerados e superaglomerados galácticos. Esses
aglomerados formam-se devido a ação da gravidade e a presença da matéria escura
[3]
. No chamado Grupo Local da Via Láctea existem pelo menos outras 24 galáxias
menores e duas que se destacam por serem muito grandes: Andrômeda (NGC 224
ou M31), uma galáxia espiral que se encontra a cerca de 2,5 milhões de anos luz de
nós (a mais próxima e a maior do grupo) e Triângulo (NGC 598 ou M33) é a terceira
maior e está a cerca de 3 milhões de anos luz da Via Láctea.
22
Sobre os Aglomerados veja: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de Janeiro. 2007.
Jorge Zahar Editor. p. 75
43
Existem galáxias que se fundem com as outras, como pode acontecer
futuramente com Andrômeda e a Via Láctea, mas, os aglomerados não podem se
unir (exceto em suas bordas, apenas), pois são governados por sua própria
gravidade.
Figura 26 - Galáxia de Andrômeda.
5 - AS ESTRELAS
5.1 - A classificação e o diagrama H-R 23
Para olhos mais desatentos, ao observar estrelas no céu noturno, nota-se
apenas uma diferença em seu brilho, ou seja, algumas estrelas aparentam brilhar
mais do que outras. Realmente isso é verdade, mas não é só o brilho que faz com
que as estrelas sejam distintas. Se observarmos atentamente, algumas apresentam
cores diferentes, podem ser brancas, vermelhas, azuis ou amarelas.
23
Sobre o subtítulo veja: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de Janeiro. 2007. Jorge
Zahar Editor. p. 60-61; FILHO, Kepler de Souza Oliveira. SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira. O Diagrama H-R. In:
Astronomia e Astrofísica. Instituto de Física (UFRGS). 2006. Disponível em:
<http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node2.htm>. Acesso em: 25/04/2011.
44
Infelizmente, as estrelas encontram-se inimaginavelmente longe de nós,
dificultando, assim, seu estudo e observação. Mesmo com o mais potente telescópio
(como é o caso do Telescópio Hubble), a imagem que temos de uma estrela
apresenta-se apenas como um ponto brilhante, com exceção do nosso Sol, a estrela
mais próxima e que proporciona modelos para estudos de outros corpos celestes
semelhantes.
Assim como o Sol, as outras estrelas possuem uma infinidade de
elementos químicos que estão em constantes reações, tanto em seu núcleo, quanto
na sua superfície. Esses elementos funcionam como um combustível para a estrela,
então pode-se presumir que quanto maior for a massa da estrela, mais combustível
ela terá e mais longa será a sua vida, mas, é claro que isso depende muito do tipo
de elementos a serem considerados. As primeiras estrelas eram formadas
basicamente por hidrogênio, que era o elemento mais abundante no Universo mais
jovem. Essas estrelas possuíam massas extraordinariamente grandes e, como
veremos adiante, foram responsáveis pela formação de várias outras estrelas, com
menores dimensões.
Observando mais uma vez o nosso Sol, percebe-se que estrelas são
corpos com temperaturas elevadíssimas, outro fator que influencia diretamente em
sua cor e brilho. Mas, antes de prosseguir, é importante frisar a diferença entre brilho
e luminosidade de uma estrela. Tomando a Terra como referencial, uma estrela
muito luminosa pode exibir pouco brilho, enquanto uma estrela pouco luminosa pode
apresentar mais brilho. Isso acontece, pois as distâncias que essas estrelas se
encontram da Terra são diferentes. Por exemplo, se temos uma estrela pouco
brilhante, mas que está um pouco mais próxima, poderemos vê-la com um brilho
mais intenso, mas, se outra estrela mais luminosa estiver a milhões de anos luz a
mais de distância, veremos seu brilho mais esmaecido. Logo, o fato de uma estrela
apresentar menor brilho, não quer dizer que ela esteja emitindo uma grande
luminosidade, e vice-versa.
Se observarmos a chama de um fogão, vemos que cada parte possui
uma coloração diferente, e cada cor corresponde a uma temperatura diferente.
Ocorre também se deixarmos uma barra de ferro aquecendo, à medida que a
temperatura vai aumentando, a cor da barra se altera. Então, a temperatura que um
corpo está sujeita é diretamente ligada à sua coloração, o que não é diferente nas
45
estrelas. O fato de que as estrelas possuem cores diferentes é porque as
temperaturas em sua superfície não são as mesmas.
A massa de uma estrela pode aumentar ou diminuir de acordo com as
reações causadas pelos diferentes elementos químicos que a compõem. Por
exemplo, se uma estrela cresce, há um aumento da sua área de superfície, logo o
calor que se distribui por toda essa massa, diminui, fazendo com que a estrela sofra
uma alteração na sua cor. Esse é um exemplo de que uma estrela pode aumentar e
começar a esfriar.
Dessa maneira, podemos concluir que existem milhares de estrelas com
luminosidades e cores diferentes que estão diretamente relacionadas entre si. Uma
classificação era necessária para que cada nova estrela que surgisse, tivesse um
norte em relação à magnitude da sua luminosidade e sua temperatura.
Foi cientista dinamarquês Ejnar Herstzsprung, que em 1905 sugeriu um
padrão de brilho para as estrelas (magnitude absoluta). Seu trabalho consistiu em
basicamente classificar as estrelas segundo a magnitude da sua luminosidade, cor,
tipo espectral e temperatura, notando a relação entre as chamadas gigantes
brilhantes (estrelas mais luminosas)
e as anãs fracas (estrelas menos
luminosas).
Esse
artigo
passou
despercebido por algum tempo até
ser encontrado, em 1913, pelo
cientista americano Henry Russel,
que
já
havia
trabalho
desenvolvido
independente
um
sobre
a
classificação das estrelas.
Portanto, hoje temos uma
orientação
para
classificar
uma
estrela, tudo graças à criação de um
diagrama que é conhecido como
Diagrama de Hertzsprung-Russel
(ou somente Diagrama H-R).
Figura 27 - O Diagrama de Hertzsprung-Russel.
46
5.2 - O interior das estrelas 24
Podemos dizer que uma estrela se divide em duas regiões básicas: a
atmosfera e o interior. A atmosfera é a parte onde a densidade e pressão são
menores, e é através dela que identificamos a cor e luminosidade de uma estrela. O
interior é a parte onde se concentra toda a massa da estrela e é onde ocorrem as
fusões nucleares. Região central, envelope radiativo, envelope convectivo, fotosfera,
cromosfera e a coroa são elementos que compõem o interior de uma estrela.
Para iniciar, é na região central onde ocorre o processo de fusão nuclear,
ou seja, é dessa parte que sai o combustível para que a estrela fulgure. O processo
de transporte de energia é feito através do envelope radiativo, onde a energia é
distribuída por radiação do centro para fora, e através do envelope convectivo, onde
a energia é distribuída por convecção, ou seja, bolhas quentes de baixa densidade
sobem, e as bolhas frias descem, transportando a energia térmica das camadas
mais internas para a parte mais externa.
A fotosfera é uma camada opaca à luz visível que é emanada da estrela.
É nessa região onde ocorrem fenômenos como manchas e protuberâncias. Acima
da fotosfera, está a cromosfera,
que pode ser vista mais facilmente
quando há um eclipse (no caso do
Sol por exemplo), pois a Lua
esconde a fotosfera e revela-nos a
cromosfera.
também
Na
ocorrem
cromosfera
fenômenos
ligados à atividade estelar, ou seja,
variações no campo magnético e
na luminosidade da estrela.
Figura 28 - Imagem representativa do interior
de uma estrela.
24
Informações do subtítulo em: ESTRUTURA ESTELAR. In: Observatório Educativo Itinerante. Instituto de Física
(UFRGS). 2010. Disponível em: <http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/struct/struct_st.htm>. Acesso em:
26/04/2011.
47
A coroa estelar é responsável pela formação dos ventos estelares, pois,
os gases emitidos pela coroa são de altíssima temperatura. Esses ventos escapam
por uma região da coroa onde o campo magnético é mais fraco, logo, as partículas
que compõem os ventos não são impedidas por ele. Abaixo vemos uma imagem
aproximada de como é o interior de uma estrela.
É importante salientar também que as várias reações que ocorrem no
interior de uma estrela são fatores que estão diretamente ligados com a sua massa,
seu tempo de vida e, como veremos adiante, seus possíveis diferentes fins.
5.3 - A formação estelar 25
Depois de analisar as propriedades básicas de uma estrela, a partir desse
tópico trataremos do ciclo de vida estelar, desde o seu nascimento até sua morte.
As estrelas surgem a partir de nuvens de gás e poeira que se encontram
no interior das galáxias. Essas nuvens são regiões densas e possuem baixa
temperatura, bem próximas de 0 K (da ordem de 10 a 20 K aproximadamente).
A baixa temperatura e a alta densidade no interior dessas nuvens
proporcionam uma facilidade na formação de moléculas, nesse caso, o tipo de
moléculas mais abundantes são o monóxido de carbono (CO) e o hidrogênio (H 2).
Há casos onde a grande densidade no interior dessas nuvens impede a passagem
de luz, assim formam-se as chamadas nebulosas escuras, que são nuvens de
poeira que só podem ser identificadas através de infravermelho ou recursos de
ondas de rádio.
Após essa estruturação da nuvem, a formação de estrelas inicia-se
devido a um colapso que ocorre no interior dessas concentrações gasosas. Esse
colapso pode ser devido à ação da própria gravidade interna da nuvem, ou também
devido à gravidade de estrelas próximas ou até pelas ondas de choque causadas
pela possível explosão de uma supernova.
É no centro das nuvens que está concentrado a maior parte de sua
massa, uma massa realmente grande, da ordem de 10 4 massas solares. Todo esse
25
Sobre a Formação Estelar veja: FORMAÇÃO ESTELAR. In: Observatório Educativo Itinerante. Instituto de Física
(UFRGS). 2010. Disponível em: <http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/formation/form_st.htm>. Acesso em:
27/04/2011; RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de Janeiro. 2007. Jorge Zahar
Editor. p. 62-63.
48
conteúdo, na forma de gás e poeira, começa e se colapsar a partir do centro, e, feito
isso, fragmentos são liberados dessas nuvens. Esses fragmentos as chamadas
protoestrelas, e possuem uma extensão de 0,3 anos-luz aproximadamente e uma
massa equivalente de 10 a 50 massas solares. É importante frisar que esse
processo não ocorre de maneira rápida, muito pelo contrário, é um lento processo de
reações que pode demorar milhões de anos para acontecer.
5.4 - Protoestrelas: O início 26
Assim que ocorre essa fragmentação dessas nuvens moleculares, a
protoestrela passa a ter “identidade” própria, ou seja, possui massa e gravidade
próprias, independente do campo gravitacional da nuvem geradora. A imagem
abaixo mostra-nos 03 processos de como se dá a formação de uma protoestrela. No
primeiro processo vemos a parte que se destaca da nuvem molecular. O material
achata-se e toma a forma de um disco em rotação devido à conservação de
momento angular. A região central desse disco é extremamente quente e possui
altíssima densidade, e materiais ao redor da protoestrela começam a cair em
direção ao seu centro, e assim, aumenta-se bastante o
tamanho do disco. No último estágio, cessa-se a queda
de materiais no núcleo, iniciando, assim, as reações
nucleares, e jatos quentes de materiais e radiações
(chamados de ventos estelares) são expelidos pelos
pólos. A partir desse procedimento, a protoestrela passa
a ser considerada uma estrela jovem.
Essas estrelas “adolescentes” podem ser
encontradas no interior de nuvens formadoras, ou seja,
elas
continuam
cercadas
por
poeira
e
gases
intergalácticos. Muitos desses materiais unem-se a
estrela e parte é ejetado. Antes de estabelecerem-se com
estrela propriamente dita, essas estrelas mais jovens
26
Idem.
Figura 29 - Processos de
formação de uma protoestrela.
49
passam por um período de instabilidade e pulsação (dilata e contrai), esse período é
chamado e T-Tauri.
Estrelas do tipo T-Tauri unem-se no interior de nuvens (formando os
aglomerados) e continuam a lançar ventos fortes de radiação ao seu redor. Esse
processo faz com que os gases do aglomerado se aqueçam, formando uma região
de hidrogênio ionizado (HII). Posteriormente haverá um rompimento dessa região
devido ao aumento contínuo da temperatura, fazendo com que as estrelas evoluam
individualmente, fora do aglomerado.
Figura 30 - Aglomerado de jovens estrelas azuis conhecidas como Árvore de Natal.
Componentes da galáxia NGC 2264.
É importante frisar que, nem toda estrela possui energia suficiente para
tornar-se uma estrela “normal” após deixar a forma de protoestrela. Estudos
mostram que, se a protoestrela possuir massa inferior a 0,08 massas solares, a
50
temperatura central não será alta o suficiente para iniciar as reações de fusão
nuclear em seu interior. Nesse caso, a estrela é “mal-sucedida”, e é chamada de anã
marrom.
As anãs marrons possuem uma massa superior a um planeta, mas inferior
a uma estrela “bem-sucedida”. Mesmo não possuindo energia suficiente para as
reações nucleares, elas ainda emitem luz no infravermelho, pois ainda possuem
energia interna remanescente do colapso da protoestrela que a gerou.
Figura 31 - Representação artística da anã marrom ISO-Oph 102 expelindo jatos de
gás através de seus pólos.
5.5 - Estrelas Binárias e Aglomeradas 27
Como estrelas são corpos celestes que se encontram muito longe da
Terra, observá-las é um desafio muito grande para a Astronomia. Informações
importantes ficaram perdidas por muitos anos devido à precariedade dos aparelhos
27
Sobre o subtítulo veja: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de Janeiro. 2007. Jorge
Zahar Editor. p. 70-71.
51
de observação. Por exemplo, estrelas isoladas são raras em nossa galáxia, a
maioria delas estão organizadas em sistemas múltiplos ou binários.
Um dos responsáveis por essa descoberta foi o astrônomo francês
Charles Messier, que, em 1784, listou mais de 100 aglomerados abertos e
globulares no chamado Catálogo Messier.
Esse tipo de sistema surge quando as protoestrelas entram em colapso e
divide-se em duas ou mais partes, que permanecem unidos devido à gravidade. Às
vezes é realmente difícil identificar as estrelas binárias, pois, a separação
protoestelar pode não ocorrer de maneira uniforme, dessa forma, cada estrela desse
sistema se desenvolve de maneira diferente, podendo uma ser maior e ter mais
brilho do que a outra, dessa forma há uma possibilidade de ocorrer um eclipse entre
elas, dificultando a visualização das duas ao mesmo tempo. Quando isso ocorre,
observações não meticulosas não são capazes de identificar um sistemas binário,
apresenta apenas uma estrela, que, aparentemente está sozinha na galáxia.
Figura 32 - Representação de um sistema binário de anãs brancas. As eclipsantes
NLTT 11748.
52
Mesmo um sistema múltiplo mostra-se difícil de identificar, pois as
estrelas estão tão próximas umas das outras que parecem ser um corpo só. Nos
chamados aglomerados abertos, as estrelas são consideravelmente novas, azuis ou
brancas com elevadíssimas temperaturas. Por possuírem uma massa muito alta, seu
tempo de vida é relativamente baixo, em poucas dezenas de milhões de anos já não
existirão mais.
Figura 33 - Plêiades. Aglomerado aberto da constelação de Touro.
Já os aglomerados globulares são mais densos e mais bem estruturados.
São compostos por milhares de estrelas vermelhas e amarelas (mais velhas),
formando sistemas com órbitas independentes. Dessa forma, pode-se notar que
esses tipos de aglomerados globulares têm uma vida maior do que os abertos.
53
Figura 34 - Omega Centauri. Aglomerado globular da constelação de Centauro.
5.6 - O fim das estrelas 28
Ao observar uma estrela no céu, não temos a certeza de que ela
realmente exista. Isso se torna um paradoxo, pois, se estamos vendo sua luz, como
ela não pode existir? Exatamente, vemos SUA LUZ. Logo, a estrela já pode ter se
acabado há muito e muitos anos, mas sua luz continua a chegar aos nossos olhos!
Não só o nascimento, mas também as diferentes mortes de uma estrela
podem gerar diferentes espetáculos no céu, e, muitos deles são perfeitamente
notáveis quando se dispõe de potentes materiais de observação. Assim como o
surgimento, partindo de uma protoestrela, a morte das estrelas também está
diretamente ligada à massa que cada uma possui.
Quanto maior for a massa de uma estrela, mais rapidamente ela esgota
seu estoque de combustível nuclear. As estrelas costumam gerar energia por fusão
nuclear do hidrogênio alojado no núcleo. Mas, há uma nova fonte quando se esgota
o “estoque” de hidrogênio, a estrela começa a queimar o hélio, que é fabricado
28
Sobre O Fim das Estrelas veja: SCIENTIFIC AMERICAN BRASIL (Aula Aberta). Astronomia: Vida e morte das
estrelas. Página 20. Volume 04. Ano I. 2010. Editora Moderna. p. 22.
54
durante toda a sua vida. Depois da queima desses elementos mais leves, o núcleo,
sob forte pressão devido à sua gravidade, começa a sintetizar elementos mais
pesados, como o ferro, por exemplo.
Quando uma estrela semelhante ao Sol consome todo o seu hidrogênio
no núcleo, esse processo de queima começa a se deslocar para as camadas mais
exteriores, fazendo com que a estrela se torne mais brilhante, e, às vezes, podendo
até pulsar. Essa pulsação pode ocorrer, pois, os gases ficam presos entre as
camadas devido à pressão da radiação (que empurra para fora) e a pressão da
gravidade (que empurra para dentro), se a pressão da radiação se alterar, ocorre o
pulsar.
Esses acontecimentos fazem as camadas externas da estrela se dilatar e
esfriar, tornando-se gigantes vermelhas. Já as estrelas com massa maior do que a
do Sol tornam-se supergigantes. Dentro desses enormes astros, o núcleo irá se
desintegrar, fazendo com que fique quente e denso o bastante para começar a
queimar o hélio ali presente. Assim, ocorrerá uma estabilização nas reações, e a
estrela irá manter um tamanho normal, podendo contrair-se, até o hélio ser
consumido.
Antares é o exemplo de uma supergigante vermelha que se encontra na
constelação de Escorpião e possui 300 massas solares. Aparentemente ela é menos
brilhante que o nosso Sol, mas, como já mencionado, brilho e luminosidade são
características diferentes.
Figura 35 - Ao centro, em vermelho, Antares, a estrela alpha da constelação de Escorpião.
55
5.6.1 - As Nebulosas Planetárias 29
Para muitas estrelas, o fato de ter chegado a consumir o hélio presente
no seu núcleo, já se torna um indício de que ela não mais existirá. No caso de
estrelas menores (como o Sol) o hélio é o elemento mais pesado que possa ser
queimado.
Quando o hélio está perto de ser totalmente consumido, ocorre o
processo semelhante ao hidrogênio, o elemento irá migrar pra as camadas mais
externas causando uma instabilidade na estrela. Essa instabilidade faz as camadas
externas se desprenderem, criando incríveis envoltórios de radiação em torno do
astro. Semelhantes a discos fantasmagóricos, esse tipo de estrela passa a ser
chamada de nebulosa planetária. Esses discos são geralmente bem esféricos, mas,
na maioria das vezes, são distorcidos por campos magnéticos ou por outras estrelas
que estejam próximas a ela.
Figura 36 - A Nebulosa
do Esquimó.
29
Sobre Nebulosas Planetárias veja: NEBULOSA PLANETÁRIA. In: Observatório Educativo Itinerante. Instituto de
Física (UFRGS). 2010. Disponível em: <http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/wd/wd_evol.htm>. Acesso em:
03/05/2011.
56
Figura 37 - A Nebulosa da Cabeça de Cavalo. Abaixo, à esquerda, a nebulosa de reflexão
NGC 2023.
5.6.2 - As Supernovas 30
Diferentemente das nebulosas planetárias, existem estrelas que não
chegam ao fim com a queima do hélio. Astros com aproximadamente oito vezes a
massa solar, tendem a realizar fusão de elementos cada vez mais pesados em seu
núcleo, desenvolvendo uma estrutura com várias camadas, como se fosse uma
cebola.
Cada uma dessas camadas com diferentes elementos químicos tem um
tempo cada vez menor para realizar reações, produzindo, assim, menos energia.
Quando se esgota a queima de todas as camadas, resta à estrela fundir o ferro, que
é o elemento mais pesado que possa ser queimado. A fusão do ferro absorve mais
energia, dessa forma, a fonte central da estrela se esgota, e como não há uma
pressão externa suficiente para sustentar as reações, o núcleo se desintegra e emite
uma rajada de neutrinos, despedaçando a estrela.
30
Sobre As Supernovas veja: Sobre o subtítulo veja: RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição.
Rio de Janeiro. 2007. Jorge Zahar Editor. p. 65-66.
57
Quando uma estrela se torna uma supernova, o material que é expelido
geralmente fica no espaço, tornando-se um material fulgurante ao redor de onde
existia o astro. Esse tipo de estrutura é conhecido como remanescente de
supernova, e emite suas radiações como raios X. Essas grandes nuvens podem
unir-se a outras que também transportam elementos pesados e formarem novas
estrelas.
Figura 38 - A Nebulosa do Caranguejo. Uma remanescente de supernova. Sua taxa de
expansão é de 1500 Km/s.
A conhecida Antares já pode ter explodido em uma supernova há muito
tempo, mas, até hoje podemos estar recebendo seu “antigo” brilho. Se isso
realmente aconteceu, a imagem da sua morte algum dia nos atingirá e será possível
observá-la a olho nu, mesmo à luz do dia.
58
Figura 39 - A Supernova SN
2006gy. Descoberta em
setembro de 2006, encontra-se a
240 milhões de anos luz da
Terra, na galáxia NGC 12 60.
5.6.3 - As Anãs Brancas
A observação das
anãs brancas iniciou-se em
torno de 1850 graças ao
sistema binário de estrelas
conhecido
como
Sirius,
a
estrela alpha da constelação
de Cão Maior. Observou-se
que a estrela secundária de
Sirius, chamada de Siris B
exibia um brilho dez mil vezes
menor em relação a Sirius A
e
0,98
massas
aproximadamente.
solares
31
Figura 40 - Representação da
constelação de Cão Maior.
31
Informações sobre constelações disponível em: SCIENTIFIC AMERICAN BRASIL (Aula Aberta). Astronomia:
Origem e evolução das constelações. Página 20. Volume 02. Ano I. 2010. Editora Moderna.p. 21-23.
59
Sirius B possui uma temperatura de 10.000 K (extremamente quente),
logo, o seu raio é pequeno. Como é detentora dessa exorbitante temperatura, sua
coloração também é diferenciada, sendo sua superfície toda esbranquiçada. Por
essa razão, estrelas com as características semelhantes a Sirius B, são chamadas
de anãs brancas. Por serem pequenas, são astros de difícil visualização.
Figura 41 - À direita: Sirius A, e à esquerda: Sirius B.
Outro lugar que se encontrar anãs brancas é no interior de nebulosas
planetárias, como é o exemplo da nebulosa do Olho de Gato, no interior da
constelação de Dragão. As anãs brancas são estrelas com massa equivalente a
massa solar, mas o tamanho um pouco maior do que a Terra, ou seja, são pequenos
astros que possuem uma grande massa.
Uma característica das anãs brancas é que, diferentemente das estrelas
normais que crescem com o aumento da massa, as anãs de maior massa são
menores. Mas há um limite para essa massa quando o raio da estrela tende a zero.
Esse limite é conhecido como limite de Chandrasekhar, que foi descoberto e
calculado em 1930 pelo físico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar. Esse limite é
60
da ordem de 1,4 massas solares, ou seja, a partir disso, a estrela irá se
desestabilizar e perderá massa durante alguns estágios e poderá ainda se tornar
outros dois astros: uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
Figura 42 - A Nebulosa do Olho de Gato.
Mesmo não possuindo muito material nuclear para ser queimado, as anãs
brancas são realmente muito quentes porque são remanescentes do núcleo de outra
estrela. Mas, esse material que aquece a estrela é liberado em forma de radiação,
causando, assim, seu lento processo de resfriamento. Basicamente em um bilhão de
anos a luminosidade da estrela estará quase extinta, cerca de 0,0001 vezes o brilho
solar, e após esse procedimento ela torna-se fria e sólida, as chamadas anãs
negras. 32
32
Sobre O Limite de Chandrasekhar e As Anãs Negras veja: LIMITE de Chandrasekhar. In: Wikipédia, a
enciclopédia livre. Disponível em: <http://pt.wikipedia.org/wiki/Limite_de_Chandrasekhar>. Acesso em:
29/04/2011; FORMAÇÃO ESTELAR. In: Observatório Educativo Itinerante. Instituto de Física (UFRGS). 2010.
Disponível em: <http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/formation/form_st.htm>. Acesso em: 27/04/2011
61
5.6.4 - As Estrelas de Nêutrons 33
Essa é outro caminho que uma estrela pode seguir ao chegar ao fim da
sua vida. Esse tipo de astro é formado quando a massa de uma estrela é
comprimida em um volume muito pequeno, aumentando bastante a gravidade em
seu interior. Um exemplo disso são algumas supernovas que deixam um núcleo de
grande massa e volume pequeno. Como a gravidade é intensamente grande,
átomos são dissociados, fazendo com que prótons e elétrons unam-se em grande
quantidade, dando origem a uma esfera de nêutrons.
Um fato curioso é que, mesmo possuindo uma altíssima temperatura em
sua superfície (da ordem de 50.000 K), uma estrela de nêutrons possui uma
luminosidade milhares de vezes inferior ao nosso Sol, pois seu tamanho é muito
pequeno. Como as anãs brancas, esse tipo de estrela também possui uma relação
massa/raio que são inversamente proporcionais, ou seja, quanto maior a massa
menor é a estrela.
Uma estrela de nêutrons tem uma alta velocidade de rotação, que,
combinada aos prótons supercondutores que se encontram no núcleo, formam um
fortíssimo campo magnético. Além dos prótons, o interior dessas estrelas é
composto basicamente de nêutrons, e ao redor do núcleo há uma camada núcleos
de ferro e elétrons livres.
33
Informações sobre As Estrelas de Nêutrons em:ESTRELA DE NÊUTRONS.In: Observatório Educativo Itinerante.
Instituto de Física (UFRGS). 2010. Disponível em: <http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/neutron_st/neutrst.htm>.
Acesso em: 03/05/2011;
62
Um campo magnético grande, combinado com a alta velocidade de
rotação, faz com que na superfície da estrela apareçam correntes elétricas, e, ainda
devido à ação do magnetismo, elétrons e prótons fracamente ligados são lançados
em jatos de raios gama e ondas de rádio, rumo aos pólos magnéticos.
Figura 43 - Representação
artística de uma estrela de
nêutrons.
É importante frisar que, diferentemente da estrutura terrestre, o eixo de
rotação de uma estrela de nêutrons não está alinhado com seus pólos magnéticos.
Isso faz com que os jatos de radiação sejam lançados em diferentes direções.
Portanto, somente quando esse jato de radiação está voltado para a Terra é que
podemos observá-la. Assim, uma estrela de nêutrons funciona como um farol em
rotação, executando um procedimento que é chamado no meio astronômico de
pulsar.
63
5.6.5 - Os Buracos Negros
O buraco negro é uma estrutura realmente incrível detentora de uma
gravidade muito intensa. Ele se forma quando o núcleo de uma estrela possui massa
suficientemente grande para se tornar uma estrela de nêutrons, pelo contrário, o
colapso não é cessado fazendo com que os prótons e elétrons remanescentes
sejam divididos em partículas ainda menores, os quarks. Os quarks vão tornar o
núcleo tão denso que sua gravidade aumentará bruscamente.
Esse tipo de astro traz muitas questões para os astrônomos até hoje, pois
os buracos negros são estruturas muito estranhas. É possível afirmar isso devido ao
fato de que sua gravidade é tão intensa que é capaz de alterar o espaço à sua volta.
Todo o tipo de partícula, nuvens, meteoros e inclusive a luz, sofrem alterações na
presença de um buraco negro. Nada escapa à fúria da sua força gravitacional, que
“engole” tudo à sua volta como se fosse um funil gigante.
Figura 44 - Concepção artística de um buraco negro alimentando-se de um
disco de poeira e ejetando gases pelos pólos.
64
É extremamente complicada a detecção de um buraco negro, pois, um
objeto que nada nos envia não pode ser facilmente visto. Logo, só é possível
encontrar um buraco negro observando o “estrago” que ele faz no espaço à sua
volta. Na maioria das vezes, observa-se a órbita da matéria em volta de algum outro
astro (mesmo não sendo possível vê-lo). A velocidade da matéria é proporcional à
gravidade desse outro astro central, então, se a matéria gira com uma velocidade
fora do comum, é possível que naquela região exista um buraco negro.
Outro método utilizado é observar a quantidade de radiação emanada
pelos corpos. Quando a matéria está relativamente perto de um buraco negro, ela
sofre um aumento de temperatura e compressão do seu volume. Nesse caso,
quanto maior é a temperatura, mais ele irradia, podendo, assim, fornecer-nos
informação sobre a possível existência de um buraco negro naquela região.
34
34
Sobre os Buracos Negros veja: CASAS, Renato las. In: Observatório Astronômico Frei Rosário (UFMG). Buraco
Negro. 1999. Disponível em: <http://www.observatorio.ufmg.br/pas19.htm>. Acesso em: 14/05/2011;
RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de Janeiro. 2007. Jorge Zahar Editor. p. 67.
65
CONCLUSÃO
É extremamente complicado tecer conclusões sobre um assunto que é
praticamente infinito. As discussões sobre a Astronomia são apenas a ponta de um
“iceberg” muito maior. Um exemplo disso é a complexidade do início do Universo, e
mais complexo ainda imaginar quando e como será o seu fim.
Mas, não podemos negar que o desenvolvimento na área da observação
astronômica ajudou muito na construção e até mesmo na alteração do conhecimento
dentro da Astronomia. Se não houvesse a curiosidade dos gregos, dos romanos,
dos chineses, dos árabes, provavelmente estaríamos estacionados em teorias a
respeito do nosso Universo e dos astros que o compõem.
Atualmente não só a curiosidade do homem, mas também a detenção de
aparelhos extremamente modernos ajudam a desvendar uma pequena porcentagem
dos mistérios astronômicos que nos cercam. Satélites artificiais como o Hubble,
presenteiam-nos com imagens magníficas a cada dia que passa. Mas, até mesmo o
Hubble será desativado em 2013 e substituído pelo telescópio James Webb (JWTS),
prova de que ainda estamos avançando em tecnologia de observação.
Assim, através desse trabalho foi possível explanar de maneira simples e
clara alguns fenômenos e acontecimentos que ocorrem no Universo, que, muitas
vezes a população desconhece, não por falta de interesse, mas sim por um descaso
da educação no país que não considera a Astronomia como uma ciência que
mereça fazer parte de alguma grade curricular em escolas públicas (e até mesmo
particulares). Portanto, o principal objetivo é que esse trabalho possa atingir todas as
classes intelectuais e utilizado para outros fins de pesquisa e aprofundamento, já
que possui uma linguagem bastante acessível.
66
REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS
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<http://pt.wikipedia.org/wiki/Astronomia>. Acesso em: 05/03/2011.
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Disponível em: <http://www.tendarabe.com/conteudo/babilonicos>. Acesso
em: 05/03/2011.
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<http://www.ime.usp.br/~cesar/projects/lowtech/setemaiores/big_crunch.htm>.
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[6] CASAS, Renato las. In: Observatório Astronômico Frei Rosário (UFMG).
Buraco Negro. 1999. Disponível em:
<http://www.observatorio.ufmg.br/pas19.htm>. Acesso em: 14/05/2011.
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03/05/2011.
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[9] ESTRUTURA ESTELAR. In: Observatório Educativo Itinerante. Instituto de
Física (UFRGS). 2010. Disponível em:
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[10] FILHO, Kepler de Souza Oliveira. SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira. O
Diagrama H-R. In: Astronomia e Astrofísica. Instituto de Física (UFRGS).
2006. Disponível em: <http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node2.htm>. Acesso em:
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[11] FILHO, Kepler de Souza Oliveira. SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira. O
Sol, a nossa estrela. In: Astronomia e Astrofísica. Instituto de Física (UFRGS).
2010. Disponível em: <http://astro.if.ufrgs.br/esol/explorsol.htm >. Acesso em:
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[12] FORMAÇÃO ESTELAR. In: Observatório Educativo Itinerante. Instituto de
Física (UFRGS). 2010. Disponível em:
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[14] LIMITE de Chandrasekhar. In: Wikipédia, a enciclopédia livre. Disponível
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[19] RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 2ª edição. Rio de Janeiro.
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[20] SCIENTIFIC AMERICAN BRASIL (Aula Aberta). Astronomia: Origem e
evolução das constelações. Página 20. Volume 02. Ano I. 2010. Editora
Moderna.
[21] SCIENTIFIC AMERICAN BRASIL (Aula Aberta). Astronomia: Vida e morte
das estrelas. Página 20. Volume 04. Ano I. 2010. Editora Moderna.
[22] SCIENTIFIC AMERICAN BRASIL (Aula Aberta). Astronomia: Galáxias,
cidades cósmicas. Página 22. Volume 05. Ano I. 2010. Editora Moderna.
[23] SOARES, Domingos. A Forquilha de galáxias de Hubble. In: Observatório
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[28] SOARES, Domingos . Galáxias Espirais Barradas. In: Departamento de
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[29] SOARES, Domingos . Galáxias Irregulares. In: Departamento de Física
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[30] SUPERNOVA. In: Terra Notícias. Estrela explode e cria a maior supernova
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[31] FIGURA 01: Tábua de Mul.Apin. Disponível em:
<http://enzoeguga.blogspot.com/2010/06/historia-da-astronomia.html>.
[32] FIGURA 02: Sistema Astronômico de Eudóxio. Disponível em:
<http://plato.if.usp.br/1-2003/fmt0405d/apostila/helen8/node12.html>.
70
[33] FIGURA 03: O Almagesto. Disponível em:
<http://astronomiachapeco.blogspot.com/2008_10_01_archive.html>.
[34] FIGURA 04: O Modelo Heliocêntrico de Copérnico. Disponível em:
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[35] FIGURA 05: Sobre a Revolução das Esferas Celestes. Disponível em:
<http://cepadev.if.usp.br/livro/node/838>.
[36] FIGURA 06: Modelo Geocêntrico de Tycho Brahe. Disponível em:
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[37] FIGURA 07: Uraniborg. Disponível em:
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[39] FIGURA 09: Principia Mathematica. Disponível em:
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[40] FIGURA 10: Explosão do big-bang. Disponível em:
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[41] FIGURA 11: Expansão do Universo. Disponível em:
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[42] FIGURA 12: Representação do big-crunch. Disponível em:
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71
[43] FIGURA 13: Representação do big-crunch. Disponível em:
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[44] FIGURA 14: Gráfico dos possíveis fins do Universo. Disponível em:
<http://comunidade.sol.pt/blogs/jmfc/archive/2008/12/29/.-.-.-_2E00_.aspx>.
[45] FIGURA 15: O Livro Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels.
Disponível em:
<http://www.amazon.de/gp/product/images/3817134150/ref=dp_image_0?ie=
UTF8&n=299956&s=books>.
[46] FIGURA 16: Galáxia M87. Disponível em:
<http://www.ccvalg.pt/astronomia/galaxias/galaxias_elipticas.htm>.
[47] FIGURA 17: Galáxia do Triângulo. Disponível em:
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[48] FIGURA 18: Galáxia NGC 1300. Disponível em:
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[49] FIGURA 19: Galáxia NGC 2549. Disponível em:
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[50] FIGURA 20: A Grande Nuvem de Magalhães. Disponível em:
<http://www.ccvalg.pt/astronomia/galaxias/galaxias_irregulares.htm>.
[51] FIGURA 21: Choque entre duas galáxias. Disponível em:
<http://www.astromia.com/fotouniverso/choquegalaxias.htm>.
[52] FIGURA 22: A Forquilha de Hubble. Disponível em:
<http://www.observatorio.ufmg.br/Pas78.htm>.
[53] FIGURA 23: Galáxia Markarian 231. Disponível em:
<http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=42663>.
72
[54] FIGURA 24: A Via láctea vista do Sistema Solar. Disponível em:
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[55] FIGURA 25: A Via láctea vista de cima. Disponível em:
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[56] FIGURA 26: A Galáxia de Andrômeda. Disponível em:
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[57] FIGURA 27: O Diagrama de Hertzsprung-Russel. Disponível em:
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[58] FIGURA 28: O Interior de uma estrela. Disponível em:
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[59] FIGURA 29: Protoestrela. Disponível em:
<http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/formation/form_st.htm>.
[60] FIGURA 30: Aglomerado da Árvore de Natal. Disponível em:
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[61] FIGURA 31: Anã marrom. Disponível em:
<http://scienceblogs.com.br/universofisico/2008/12/ana-marrom-nasceu-paraser-estrela-fracassada.php>.
[62] FIGURA 32: Sistema binário. Disponível em:
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73
[63] FIGURA 33: Plêiades. Disponível em:
<http://www.astronet.ru/db/xware/msg/1224543/pleiades_fs_big.jpg.html>.
[64] FIGURA 34: Omega Centauri. Disponível em: <http://en.iwtb.com.ar/>.
[65] FIGURA 35: Antares. Disponível em:
<http://orbita.starmedia.com/~planetabr/conhecimento/astrofotografia/diniz/fot
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[66] FIGURA 36: A Nebulosa do Esquimó. Disponível em:
<http://www.ccvalg.pt/astronomia/newsletter/n_30/n_30.htm>.
[67] FIGURA 37: A Nebulosa da Cabeça de Cavalo. Disponível em:
<http://www.astrosurf.com/ramalho/nebulosas/b33/b33_20080312_cor.htm>.
[68] FIGURA 38: A Nebulosa do Caranguejo. Disponível em:
<http://humbertoosousa.blogspot.com/2009/04/poeira-das-estrelas.html>.
[69] FIGURA 39: A Supernova SN 2006gy. Disponível em:
<http://noticias.terra.com.br/ciencia/interna/0,,OI1598922-EI301,00.html>.
[70] FIGURA 40: Constelação de Cão Maior. Disponível em:
<http://ludmilarocha.zip.net/>.
[71] FIGURA 41: Sirius A e Sirius B. Disponível em:
<http://soldesirius.blogspot.com/p/sirius.html>.
[72] FIGURA 42: A Nebulosa do Olho de Gato. Disponível em:
<http://download.ultradownloads.uol.com.br/wallpaper/47271_Papel-deParede-Cosmos-Nebulosa-Olho-de-Gato_1024x768.jpg>.
[73] FIGURA 43: Estrela de Nêutrons. Disponível em:
<http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/neutron_st/neutrst.htm>.
74
[74] FIGURA 44: Buraco Negro. Disponível em:
<http://www.if.ufrgs.br/~thaisa/bn/>.