Um estudo mais profundo sobre estrelas
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Rafael Coimbra18 de janeiro de 201822 min
Já vi muitos artigos e documentário que falam sobre estrelas, mas, infelizmente, a maioria caiu na mesma monotonia de abordar os mesmos assunto. Neste artigo, quero ter uma visão um pouco mais diferenciada, o objetivo dele não é aprofundar de forma que você saia daqui um astrônomo formado, mas para mostrar algo um pouco mais profundo e diferenciado que não encontramos por aí.
Indico, também, um artigo escrito por mim sobre Ciclo de vida estelar, em que é abordado todas a fases de uma estrela, desde seu nascimento até a sua morte.
Mesmo o olhar casual para o céu noturno, revela que as estrelas têm diferentes brilhos e cores e se distribuem desigualmente no céu. Esses são apenas os sinais mais óbvios de diferenças fundamentais entre diferentes tipos de estrelas.
As estrelas estão inimaginavelmente longe da Terra – só o Sol está próximo o bastante para ser estudado em detalhe.
Mesmo com os maiores telescópio, aparecem como meros pontos de luz. Para descobrir sua natureza, os astrônomos usam uma variedade de modelos científicos construídos a partir de trabalho de laboratório e estudo do Sol.
COR E O DIAGRAMA H-R
A cor de uma estrela depende da temperatura de sua superfície. Assim como uma barra de ferro aquecida num forno fica primeiro vermelha, depois amarela, branca, a quantidade de energia que aquece cara região da superfície de uma estrela controla sua cor. Mas o tamanho das estrelas pode variar, e se uma estrela cresce em certa fase de seu ciclo de vida, sua área de superfície aumenta, e a quantidade de energia que aquece cada região da superfície, cai. Assim, uma estrela pode ficar maior e mais fria ao mesmo tempo. Marcando as relações entre luminosidade e cor (ou seja, tipo espectral) no chamado diagrama Hertzsprung-Russel, os astrônomos descobriram regras que permitem estimar o verdadeiro brilho de uma estrela
Nesse gráfico, podemos ver as separação do grupo estrelar com sua característica.
Os astrônomos usam um prisma ou um espectroscópio para decompor a luz das estrelas e estudar a intensidade dos diferentes comprimentos de onda. Um espectro pode revelar o comprimento de onda em que uma estrela é mais brilhante, permitindo calcular sua temperatura de superfície. A maioria dos espectros é cruzada por várias linhas escuras, onde a luz de certos comprimentos de onda é absorvido entre nós e as estrelas. Essas "linhas de absorção" são causadas por átomos de diferentes elementos na atmosfera da própria estrela, que absorve radiação com certas energias. Como cada elemento absorve ou emite comprimento de onda específico, é possível estudar a composição de estrelas, planetas e nebulosas.
Todos os corpos, sem exceção, emitem radiação. Isto não depende de seu tamanho ou forma, nem mesmo de sua temperatura, desde que esteja acima do chamado "zero absoluto", ou a -273,15 °C. Isso ocorre porque, do ponto de vista microscópico, a temperatura é uma medida da agitação de átomos e moléculas que compõem o corpo, e esse movimento não cessa. A temperatura de um corpo é a medida dessa energia interna: quanto mais quente o corpo, maior o movimento das partículas que o compõem.
Em 1900 o físico alemão Max Planck (1858-1947) definiu a lei que rege a emissão térmica, agora conhecida como curva de Planck ou curva de corpo negro. O termo "corpo negro" é um conceito físico e define um objeto ideal, que absorve toda a radiação que incide sobre ele, sem refletir nada. Nessas condições, emite um espectro que depende apenas de sua temperatura efetiva. O comprimento de onda do máximo de intensidade para uma curva de corpo negro é dado pela Lei de Wien, formulada em 1892 pelo físico alemão Wilheim Wien (1864-1928), uma ferramenta importante em astronomia. Ela permite obter a temperatura na superfície de uma estrela a partir da medida do comprimento de onda do máximo de intensidade.
Na imagem a seguir, é exemplificado a relação da cor com sua temperatura através do estudo da radiação de corpo negro:
DISTÂNCIA, LUMINOSIDADE E MAGNITUDE
O brilho das estrelas que vemos, depende de suas verdadeiras luminosidade e das distâncias a que estão da Terra.
A magnitude aparente é uma escala para comparação do brilho das estrelas desenvolvida pelo astrônomo grego Hiparco (190-126 a.C.) há mais de dois mil anos. Quanto maior a magnitude aparente, menor é o brilho aparente. Hiparco imaginou uma escala de brilho onde as estrelas mais brilhantes foram classificadas com magnitude 1 e as mais fracas (quase imperceptíveis ao olho humano) com magnitude 6. Todas as demais estrelas estariam dentro dessa faixa de magnitudes. Com instrumentação moderna, podemos constatar que uma estrela de magnitude 1 é 100 vezes mais brilhante que uma estrela com magnitude 6. Portanto, um intervalo de 5 magnitudes corresponde a um fator 100 de brilho (fluxo).
Define-se magnitude absoluta (M) como a magnitude que a estrela teria se estivesse localizada a uma distância padrão de 32,6 anos-luz ou 10 parsec. Se todas as estrelas estivessem à distância de 10 pc, a magnitude aparente representaria o brilho intrínseco delas, ou seja, suas luminosidades.
Observação: nosso Sol tem magnitude absoluta 5. Ou seja, ele é uma das menos brilhante que existe.
O único meio direto de medir a distância de uma estrela usa o efeito paralaxe causado pela órbita da Terra em torno do Sol a cada ano, mas só funciona para estrelas relativamente próximas. E, o calculo, é relativamente fácil, é preciso uma compreensão de trigonometria.
Imagem: A paralaxe é usado para ver objetos em três dimensões, a distância entre os nossos dois olhos nos permite avaliar a distância, este é o sistema de observação que os astrônomos utilizam para medir distâncias de estrelas. Os astrônomos medem o ângulo de paralaxe, medindo a posição de uma estrela de uma posição da Terra em sua órbita, e medir novamente seis meses depois, quando a Terra está do outro lado do Sol.
Também podemos determinar a distancia de uma estrela através da comparação de sua magnitude aparente com sua magnitude absoluta. Para isso, é preciso o uso de cálculo mais sofisticado.
Sabendo que m = – 2,5log (L/4pd2) , podemos usar a diferença entre a magnitude aparente m (que pode ser observada) e a magnitude absoluta M (que pode ser obtida conhecendo-se a luminosidade da estrela) para obter a distância das estrelas. Por essa razão, a diferença "m – M" é conhecida como módulo de distância:
m – M = (– 2,5log L + 5log d) – (–2,5log L + 5log 10)
m – M = 5log d – 5log 10
m – M = 5log d /10
onde d é a distância da estrela dada em parsec.
A expressão se aplica no caso de ausência de matéria opaca entre as estrelas e o observador. Havendo matéria opaca, parte da radiação estelar é extinta pela matéria implicando na diminuição do brilho aparente e no aumento da magnitude aparente. O método de estimativa de distâncias pelo módulo de distância requer o conhecimento da magnitude absoluta da estrela. Isso não é simples de se determinar, pois depende do brilho intrínseco (luminosidade) da estrela, que, por sua vez, não é diretamente observável.
MASSAS ESTELARES
Pelo menos a metade das estrelas que vemos no céu não estão isoladas. Elas fazem parte de sistemas de estrelas ou seja, pequenos grupos de estrelas que interagem gravitacionalmente. Esses conjuntos de estrelas são formados por duas, três e até mais estrelas, o que nos leva a identificar esses sistemas como "sistemas estelares múltiplos". Já conhecemos até mesmo sistemas sêxtuplos de estrelas. Um dos sistemas estelares mais comuns é aquele formado por apenas duas estrelas e a esses damos o nome de "sistema binário" ou "estrelas binárias".
E para o cálculo de massas estrelares ser possível, é indispensável que ela sejam no mínimo, binária. Com isso, usamos a 3° Lei de Kepler para a determinação da medida da massa.
Os astrônomo medem o semi-eixo maior da órbita das estrelas e substituem na fórmula da equação. Por exemplo: vamos supor que os astrônomos verificam que as estrelas de um determinado sistema binário levam cerca de 10 anos para descrever uma órbita completa em torno do seu centro de massa. Isso nos diz que seu período orbital, "P", é de 10 anos. Em seguida eles verificam que o semi­-eixo maior de sua órbita tem o comprimento de 6 unidades astronômicas ou seja, "a" é igual a 6. Sabendo que a equação de Kepler modificada
(m+M)P ³= a²
(m+M) = a² / P³
Logo, (m+M) = 6³ / 10²
m + M = 2,16 massas solares.
Exemplo de estrelas binárias já vista e estudada por nós:
A próxima estrela é conhecida como: Alpha Aurigae, também denominada Capella ou 13 Aurigae, é a estrela mais brilhante da constelação de Auriga e a sexta mais brilhante do céu. Seu nome advém do latim capella que significa "cabra". Capella é uma gigante amarela com dimensões maiores que o Sol e com um espectro semelhante a este. Encontra-se a 44,6794 a.l. do Sol.
É na verdade uma estrela quádrupla. Sua condição de estrela dupla foi reconhecida primeiro através de espectrógrafo e medida posteriormente em 1919 com um interferômetro; a separação dos componentes não supera os 0″05 e o período de revolução é de 104 dias. Estão separadas aproximadamente por 120 milhões de km e têm duas companheiras acopladas entre si, separadas visualmente, cuja distância alcança os 12′ de arco. São duas anãs vermelhas de pouca intensidade (magnitude 10 e 12).