Posts Tagged ‘Estrelas’

O Sete de Setembro e a Astronomia

setembro 7, 2009
Bandeira do Brasil

Bandeira do Brasil

Como hoje é sete de setembro e, portanto, aniversário da Independência do Brasil, não há melhor momento para se discutir a respeito das estrelas presentes na Bandeira Nacional.

A Bandeira do Brasil foi adotada pelo decreto número 4 de 19 de novembro de 1889. Este decreto foi preparado por Benjamin Constant, membro do Governo Provisório e seguidor das ideias progressistas de Augusto Comte. Foi Benjamin Constant quem sugeriu a expressão progressista “Ordem e Progresso” que ainda hoje está presente na bandeira brasileira.

Diferentemente do que se ensina por aí, as cores de nossa bandeira não representam nossas matas (o verde), nossas riquezas (o amarelo) e por aí em diante. Na verdade, elas representam as famílias às quais nossa monarquia estava ligada. O verde está associado à casa real de Bragança, da qual fazia parte o imperador D. Pedro I, e o amarelo à casa real dos Habsburgos, à qual pertencia a imperatriz D. Leopoldina.

O círculo azul central corresponde a uma representação da esfera celeste, inclinada segundo a latitude da cidade do Rio de Janeiro às 12 horas siderais (8 horas e 30 minutos) do dia 15 de novembro de 1889. Ou seja, é uma representação de como estaria o céu no dia e horário em que fora proclamada a República. Note que a proclamação ocorreu durante o dia e o céu lá estampado é uma representação sem a luz intensa do Sol. De fato, mesmo durante o dia as estrelas estão no céu, só não as vemos devido à intensa luz solar, ajudada pela atmosfera que espalha essa luz (tornando o céu azulado).

A faixa branca por si só não representa nada. Alguns argumentam que seja a eclíptica ou o equador celeste, mas nada mais é do que uma simples faixa cuja finalidade é exibir o lema positivista.

Sabendo que se trata de uma representação do céu, as estrelas representam algo? A resposta é sim!

Cada estrela representa um estado da Federação. Na figura abaixo há uma indicação bem clara de quem é quem. Note que a estrela acima da faixa branca não é o Distrito Federal, como supõem alguns. Na verdade a estrela acima da faixa branca é o que hoje conhecemos como Estado do Pará. Na época em que a bandeira foi apresentada existia a província do Grão-Pará, que estava prosperando bastante, trazendo fortuna para a Nação. Representa, portanto, uma estrela ao norte!

O artifício de se colocar elementos celestiais em bandeiras nacionais não é privilégio brasileiro. Na bandeira dos Estados Unidos são cinquenta estrelas dispostas de forma sequencial, onde cada uma também representa um estado da federação. Na bandeira chilena há uma estrela. Nas bandeiras argentina e uruguaia há o Sol. Nas bandeiras australiana e neozelandesa há o Cruzeiro do Sul. E assim por diante.

Carl Sagan comenta este fato em seu famoso livro Cosmos. A presença destes elementos celestiais simboliza a eternidade dos céus presentes na pátria de quem criou a bandeira. Como poder atemporal, os céus sempre foram utilizados como símbolos de poder de povos, reis e nações. E mesmo nos dias atuais, a coisa não é diferente.

Estrelas na Bandeira Nacional

Estrelas na Bandeira Nacional

Hiparco, Pogson e as magnitudes

agosto 29, 2009

Certas definições, quando estabelecidas, são muito difíceis de serem alteradas. O conhecimento às vezes se acumula sobre conceitos que, na sua época, poderiam parecer corretos, mas que hoje tornam-se até contra-intuitivos. Essa inércia ocorre bastante em Astronomia, e os alunos geralmente sofrem para assimilar tudo isso.

Um exemplo bastante interessante é o caso da magnitude que, por definição, fornece uma escala de brilho de um dado objeto astronômico. Hiparco, brilhante astrônomo grego que viveu entre 190 e 120 a.C. desenvolveu (entre muitas outras coisas) um sistema de classificação dos objetos no céu. Para ele, a estrela mais brilhante que conseguia ver foi chamada de estrela de primeira grandeza (ou de primeira magnitude). Da mesma forma, a estrela mais fraca que seu olho conseguia enxergar foi chamada de estrela de sexta grandeza (ou sexta magnitude).

Até aí tudo certo. Passaram-se 2 mil anos até que Norman Robert Pogson percebesse que a diferença de brilho aparente entre as estrelas de primeira e sexta magnitudes era de aproximadamente 100 vezes. A primeira vista alguém poderia dizer que uma estrela de magnitude 3 é 2 vezes menos brilhante do que uma estrela de primeira magnitude, mas não é bem assim que acontece. O nosso olho possui uma resposta logarítmica à luz. Por isso que uma diferença entre 1 e 6 magnitudes é traduzida em uma razão de 100 em brilho aparente.

Assim, a magnitude aparente (m) de um objeto é proporcional ao logarítmo do fluxo recebido pelo olho (com um sinal negativo na frente, para levar em conta a inversão de escala feita por Hiparco). O problema não antecipado por Hiparco era que, um belo dia, seríamos capazes de desenvolver equipamentos que pudessem “ver” objetos muito mais fracos do que um ser humano jamais pensaria em enxergar. Então, começaram a aparecer magnitudes negativas! Alguns valores de magnitude visual estão listados abaixo (retirados daqui):

  • Sol: m =  -26.74 (porque é a estrela que está mais próxima a nós)
  • Lua cheia: m = -13
  • Acrux: m = 1.3 (a estrela mais brilhante do Cruzeiro do Sul)
  • Urano: m = 5.6 (o limite do olho humano sem instrumentos é 6.0)
  • Plutão: m = 13.6
  • Hubble: m = 30.0 (limite de magnitude que o telescópio espacial consegue detectar)

Essa definição de magnitude aparente não leva em conta, por exemplo, a distância em que o objeto se encontra.  Com efeito, essa quantidade não fornece nenhuma informação sobre o brilho intrínseco dos objetos. A fluxo de luz que parte da estrela sofre (entre outros efeitos) uma “diluição geométrica”, diminuindo com o quadrado da distância. Além disso, a poeira presente no meio interestelar também afeta a luz vinda dos objetos. Sendo assim, estrelas muito brilhantes e muito distantes podem possuir um valor alto de magnitude aparente. Já objetos mais próximos e menos brilhantes podem ter uma magnitude menor. Para resolver o impasse, foi definida uma grandeza chamada magnitude absoluta, que fornece o brilho dos objetos em uma certa distância padrão. Nessa escala, a magnitude do Sol é 4.83.

Então agora tudo certo… Não! Para piorar um pouco a situação, as estrelas possuem cores (temperaturas) diferentes. Isso significa que cada uma emite quantidades diferentes de energia em diferentes partes do espectro eletromagnético. Assim, as magnitudes também devem ser definidas em intervalos de comprimento de onda (magnitude aparente/absoluta no visível, infra-vermelho e etc.), criando assim uma série de definições complementares. Existe ainda o conceito de magnitude bolométrica, que está associada ao fluxo emitido pelo objeto somado em todos os comprimentos de onda.

Se alguém tivesse avisado o Hiparco sobre essa confusão toda, teria ele feito algo diferente?

Massa de Jeans?

julho 20, 2009

Se você foi direcionado para esta página após digitar no google algo como “Lojas de jeans + restaurantes para comer massa” infelizmente você está no lugar errado. Se você já é leitor do blog e acha que finalmente nós iremos escrever sobre moda, culinária e costura, também errou. Agora, se você ainda não se encheu desse papo furado e chegou até o final do primeiro parágrafo,  você merece uma bela equação para apreciar:

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Algumas informações (importantes) antes de continuar: G é a constante de gravitação universal, o R todo rebuscado é a constante universal dos gases, o μ é o peso molecular médio, T é a temperatura e ρ é a densidade. Esta equação descreve a Massa de Jeans, em homenagem ao físico, astrônomo, matemático, cozinheiro e conselheiro sentimental Sir James Hopwood Jeans. A matemática envolvida na dedução desta equação é bem complicada e, acreditem, depois de muita conta aparece essa belezura.

Segundo o critério de instabilidade de Jeans (sempre em mente: em linhas gerais), para uma dada configuração de temperatura e densidade qualquer massa (de uma nuvem de gás, por exemplo) que satisfaça M > MJ, sofrerá instabilidade gravitacional e consequente colapso. Assim, se fixarmos um valor de densidade, ambientes com temperaturas maiores vão gerar objetos cuja distribuição de massa dará preferência à objetos mais massivos.

OK, até aqui bem legal. Então, seguindo essa linha de raciocínio (e lembrando que o Universo está esfriando…), pode-se inferir que logo após o Big-Bang, quando as primeiras estrelas se formaram, só existiam estrelas super-massivas e mais nada. Só que existe um pequeno problema: Se algum leitor curioso pegar a equação acima e substituir valores típicos de densidade e temperatura de uma nuvem interestelar de hidrogênio neutro (densidade = 0,000000000000000000000001 g/cm3 e T=-173 graus Celsius), a massa de Jeans encontrada será da ordem de 10000 massas Solares, ou seja, MUITO maior do que a massa típica das estrelas se formando hoje em dia.

Qual é o problema então? É… outros processos devem ser levados em conta. O principal deles é a fragmentação. A maneira simples de olhar para o problema seria a de que pedaços de uma nuvem de grande porte podem atingir  densidades maiores em escalas locais, onde então ocorreria a instabilidade de Jeans. Quando a nuvem se contrai, a temperatura aumenta, a massa de Jeans assume um valor maior que a massa da nuvem e o colapso termina. Se o colapso termina, a nuvem esfria, a massa de Jeans diminui, e o colapso começa novamente, em escala reduzida. Assim, dentro de uma mesma nuvem, é possível encontrar valores diferentes para a massa de Jeans, o que permite que estrelas com massas menores (como o Sol) possam se formar sem grandes traumas. Esse tipo de modelo hierárquico foi sugerido pela primeira vez por um camarada chamado Hoyle, em 1953!

Um exemplo bem legal (e visual) do processo de colapso e fragmentação de uma nuvem molecular pode ser visto no vídeo abaixo

No final de tudo isso, para que os astrônomos utilizam essas informações? Como confirmar o tamanho e temperatura de uma nuvem que formou uma estrela há bilhões de anos atrás? Esse é o assunto para a próxima série de posts, que virá em breve.

Lembre-se sempre que este cenário é aproximado. Existe (como de costume) um sem-número de outras variáveis que podem influenciar no problema, como a geometria adotada, simetria esférica, campos magnéticos e por aí vai. Será que isso daria uma boa analogia? Como fatores ambientais (dinheiro, cultura, religião) influenciam a formação (nascimento) de entes típicos (pessoas) de um determinado meio (região, cidade, país, continente)?

Censo Demográfico da Via Láctea – Distribuição das populações estelares pela Galáxia

junho 29, 2009

Chegou finalmente a hora de colocar cada macaco no seu galho (ou cada população estelar no seu componente galáctico). Depois de apresentar a população I, população II e população III, vou tentar (sempre em linhas gerais) descrever como elas se distribuem pela Galáxia.

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Figura 1: Galáxia vista de perfil e seus principais componentes

Primeiro devo pedir desculpas pelos desenhos primários, mas como não consegui achar algo do jeito que gostaria, resolvi fazer eu mesmo (clique aqui para a versão original da figura). Eu até tentei desenhar todas as estrelas da Galáxia (algo em torno de 300.000.000.000 de objetos), mas acabei ficando sem grafite.

(um pequeno parênteses para colocar a grande massa da Via Láctea: 1.100.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 kg)

A Via Láctea possui três componentes principais: o bojo (região central avermelhada em forma de elipsóide), que contém o centro da Galáxia; o disco (região azulada achatada com um diâmetro de 100.000 anos-luz), onde estão localizados os braços espirais e; o halo , região aproximadamente esférica que circunda todos os outros componentes. A figura 1 mostra um esquema da Galáxia vista de perfil com os componentes descritos acima. Como é possível notar, os aglomerados globulares localizam-se no halo, região com menor densidade de gás e de metais. Essa região é o lar das estrelas de população II, incluindo as estrelas pobres em metais mencionadas anteriormente. As velhinhas também podem ser encontradas no bojo, que também acredita-se conter um buraco negro.

Já os aglomerados abertos e as estrelas de população I estão localizados no disco e braços espirais. A figura 2 apresenta uma visão artística (artística? hahaha) da Via Láctea vista de face. É nos braços espirais onde grande parte da ação ocorre: é lá que as estrelas se formam. São locais quentes e com altas densidades de gás. Também é possível localizar na figura 2 o Sol, que se encontra a uma distância de 26.000 anos-luz do centro da Galáxia, e demora mais ou menos 220 milhões de anos para dar uma volta completa na Via Láctea.

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Figura 2: Galáxia vista de face, mostrando a estrutura espiral

Uma pergunta que fica no ar (ou não): Como é possível saber a qual população uma estrela pertence sem saber sua temperatura nem a quantidade de metais em sua composição? Através de sua velocidade ao redor do centro da Galáxia. A figura abaixo mostra como são as órbitas das estrelas de diferentes populações (Lembrando que os jovens não costumam sair do quintal de casa e os mais velhinhos vão bem longe… e às vezes não voltam).

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Figura 3: Distribuição de velocidades das estrelas da Galáxia

Ou seja, nada impede que você, olhando para o disco da Galáxia, encontre eventualmente (mesmo que seja muuuuito improvável) uma estrela pertencente ao halo. Vale notar a legenda à esquerda dizendo “disco espesso”. Verdade seja dita: a Galáxia possui outros componentes além dos mencionados. Existem estudos que dividem o disco em disco  extremo (próximo ao plano Galáctico), disco fino e disco espesso (que faz interface com o halo), tanto por características dinâmicas quanto químicas das estrelas. Além disso, estudos recentes mostram que o halo da via Láctea na verdade é dividido em  duas componentes: o halo interno e  o halo externo. Um artigo [1] publicado recentemente, pioneiro nessa área, que sugere que uma parte do halo da Galáxia pode ter sido arrancada de galáxias menores em eventos de fusão. Assim, o trabalho sugere que algumas  (ou muitas) das estrelas do nosso halo podem ser “bastardas”. É mais uma evidência de que o trabalho está apenas no começo…

Referências:

[1] Carollo, D., et al. 2007, Nature, 450, 1020 (astro-ph0706.3005)

Censo Demográfico da Via Láctea – População III

junho 24, 2009

Pode-se dizer que uma estrela de população III é semelhante a um E.T. Tem gente que acha que existe. Alguns juram que já viram uma vez. Uns provam teoricamente sua existência e sabem que ninguém nunca vai achar um. Outros acham que é besteira, porém concordam que as teorias sobre eles explicam certos fenômenos. E por último, e não menos importante, existem também os que não acham nada…

É bom lembrar que tanto as estrelas jovens (população I) como as mais velhas (população II) foram classificadas e separadas a partir de observações do comportamento de aglomerados. No caso da população III a situação é um pouco diferente. Por definição, essa população é composta pelas primeiras estrelas formadas no Universo. Dessa forma, existe muita especulação, especialmente sobre a distribuição de massa desses objetos. Alguns dizem que as massas envolvidas são muito baixas. Outros , que as massas são muito altas….

(A próxima série de posts será sobre a “função de criação” das estrelas, que se divide em “função de massa inicial” e “taxa de formação estelar”. A partir dessas quantidades é possível saber quantas estrelas são formadas em determinados períodos de tempo e como é a distribuição de massa das mesmas, dependendo das condições de densidade e temperatura do ambiente.)

A figura acima (que veio deste endereço), mostra uma concepção artística de estrelas de população III. Uma das hipóteses discutidas na literatura especializada (e, na minha modesta opinião, a mais convincente) mostra um cenário com estrelas hiper-massivas (com 100 vezes ou mais a massa do Sol), formadas a partir de um gás “primordial” (ou seja, composto SOMENTE de hidrogênio e hélio), em um ambiente extremamente quente e denso. Como visto anteriormente, estrelas com massas muito altas evoluem rapidamente e terminam suas vidas como supernovas de tipo II. Durante esse evento explosivo, (quase) todos os elementos da tabela periódica são formados, enriquecendo o meio e estimulando a formação da geração estelar seguinte.

Seguindo essa linha de raciocínio, nunca será possível observar efetivamente uma estrela de população III, pois ela nasceu há bilhões de anos atrás e viveu somente alguns milhões. O que pode ser feito então é estudar os padrões de abundâncias de elementos químicos em estrelas de massas baixas (população II – que ainda podem ser observadas pois vivem bilhões de anos) , muito possivelmente formadas à partir das primeiras nuvens enriquecidas do Universo, ou seja, a segunda geração estelar.  Tendo determinadas as quantidades de certos elementos químicos, é possível compará-las com modelos teóricos de evolução de estrelas de população III.

Existem alguns grupos de astrônomos pelo mundo que procuram por estrelas que provavelmente foram formadas nas nuvens pouco enriquecidas nos primórdios da Via Láctea. Esses objetos são chamados estrelas pobres em metais e seu estudo é de vital importância para o ramo das populações estelares. Até hoje, a estrela HE1327-2326 foi o objeto com menor quantidade de metais encontrada até hoje. Esta estrela possui uma quantidade de ferro 400.000 vezes MENOR que a do Sol. Ela é, sem dúvida, um registro fóssil dos primórdios da formação da nossa galáxia.

No último post da série será possível ver como a distribuição das populações estelares pela Galáxia dá aos astrônomos pistas sobre os processos e locais de formação das estrelas, aglomerados e até galáxias ao longo de todo o Universo como o conhecemos hoje.

Censo Demográfico da Via Láctea – População II

junho 17, 2009

Chegamos então à terceira idade. As estrelas de população II são as velhinhas com mais de 7.000.000.000 anos de idade, que povoam a parte inferior (massas mais baixas) do diagrama de evolução mostrado anteriormente. Além de idosas, algumas dessas estrelas também apresentam  anemia por deficiência de ferro. Enquanto as estrelas de população I possuem em sua composição de 1 a 2% de elementos pesados (metais, ou seja, tudo que não for hidrogênio nem hélio), a população II possui, em média, de 0,1 a 0,01%. Isso quer dizer que estas estrelas foram formadas em ambientes com pouca disponibilidade em metais. E o que isso significa? Este fato pode dar um indício da época de formação da estrela. No início do Universo, ainda não existiam os elementos pesados, que só foram sintetizados aos poucos nos interiores estelares e nas explosões de supernovas… então estrelas com poucos metais (chamadas na literatura especializada de Estrelas Pobres em Metais) são registros fósseis dos primórdios da Galáxia, que ainda “vivem” (e evoluem vagarosamente), ajudando na formação de teorias sobre as origens do Universo.

Quanto à sua dinâmica, as estrelas de população II se comportam de maneira um pouco diferente das estrelas de população I. Senhoras de idade avançada e vasta experiência devido às suas andanças pelo meio interestelar, elas possuem órbitas muito excêntricas e seu movimento não é confinado ao plano Galáctico. São encontradas prioritariamente no bojo e halo da Via Láctea (lembrando novamente que as componentes da Galáxias serão descritas com detalhe num futuro próximo). Pelo fato destas estrelas serem muito velhas, elas tiveram muito tempo para vagar pela Galáxia, e não são encontradas próximas ao seus locais de formação. Mesmo assim, conservam em sua atmosfera informações importantes acerca da composição química da nuvem que as gerou.

(Assim como os jovens, os velhinhos também se reúnem vez ou outra em grupos (aliás, com mais frequência do que imaginamos). São os já conhecidos  bailes da saudade. Nos idos da minha infância existia, lá no interiorzão onde meu pai nasceu, um baile da terceira idade na Casa de Cultura que fazia muito sucesso. O pessoal da melhor idade se aprumava todo e ia paquerar ao som de Nelson Gonçalves. Muitos casamentos depois dos 70 anos aconteceram ali. Era muito legal ver as pessoas alegres e cheias de vida indo encontrar seu par. Um caso bem próximo aconteceu com a mulher que ajudou a criar meu pai e meu tio, e também ajudou a cuidar de mim e de meus irmãos quando éramos crianças (e ajuda até hoje…). Ela, filha de Índios e de vida extremamente simples, saiu de casa ainda criança e nunca teve uma existência fácil. Hoje, aos 71 anos, ainda faz o melhor doce de figo do mundo, anda descalça no asfalto quente, nunca reclama e sorri o tempo todo. Encontrou seu primeiro namorado (que depois virou marido) aos 62 anos, justamente em uma dessas reuniões. Boas lembranças. Sempre que me pego reclamando de alguma coisa besta, lembro dela e paro na hora…)

Bom, voltando à vaca fria, no caso das estrelas  (velhas) de população II, as reuniões são chamadas de Aglomerados Globulares. São estruturas de forma aproximadamente esférica, sendo que seus componentes nasceram de uma mesma nuvem de gás e estão ligados gravitacionalmente uns aos outros. Levando em conta o fato de que as estrelas  em um dado aglomerado não nascem todas com a mesma massa, é possível acompanhar as diferentes formas de evolução estelar dentro do grupo. Em número de estrelas, podem conter desde dezenas de milhares até milhões de objetos.

m80

A figura acima (retirada deste endereço) mostra o Aglomerado Globular M80 (ou NGC 6093 para os íntimos). Esta aglomeração possui (da ordem de) centenas de milhares de estrelas que, como era de se esperar, possuem cor avermelhada, o que nos fornece pistas sobre, entre outros, suas temperaturas. Para uma versão com resolução (muito) maior clique aqui. Na Galáxia, existem em torno de 250 Aglomerados Globulares, com idades que podem chegar a 13 bilhões de anos, talvez tão velhos quanto as primeiras estrelas do Universo. Mas isso é assunto para o próximo post…

Censo Demográfico da Via Láctea – População I

junho 9, 2009

É a parte jovem da população da Via Láctea, composta por crianças e adolescentes com idades menores do que 7.000.000.000 de anos. O Sol está incluído nessa categoria, com idade próxima de 4.5 bilhões de anos. Essas estrelas são, em sua maioria, muito quentes e azuladas (como visto anteriormente aqui para estrelas de alta massa). Outra forma de diferenciação desses objetos é feita através da análise de sua composição química, sendo que esta população é comparativamente mais rica em metais que as demais (fato curioso: para os astrônomos, todo elemento químico detectado que não for hidrogênio nem hélio é considerado um “metal”).

Como não poderia deixar de ser, populações (em geral) com características distintas vivem em locais também distintos. Ou seja, fatores ambientais (densidade do meio, temperatura e etc.) nos dizem que tipo de estrela vive em determinado local. Pelo fato da população I ser jovem, espera-se encontrar esses objetos próximos aos seus locais de formação, ou seja, em regiões com alta concentração de gás, poeira e altas temperaturas. Essas regiões (por exemplo Regiões HII) localizam-se no disco e braços espirais da Galáxia.

E, por último (mas tão importante quanto) pode-se estudar a dinâmica do objeto, através de, por exemplo, sua velocidade espacial, a forma e orientação da sua órbita ao redor do centro da Via Láctea e sua posição atual no céu. No caso da população I, as órbitas se apresentam com formas quase circulares e confinadas ao plano  Galáctico. Resumindo, as estrelas jovens (diferentemente dos humanos jovens) são bem comportadas, nunca saem da vizinhança e não correm alucinadamente pela rua, sempre ficam na calçada. Claro que sempre existem alguns jovens revoltados que, quando se veem no meio de um lugar muito cheio de gente, acabam explodindo

(Lembrando que no último post desta série tentarei fazer um panorama geral sobre como se apresenta a distribuição das populações na Galáxia, de acordo com as características citadas acima. Talvez então a analogia com bom comportamento, ruas e calçadas fique mais clara).

pleiades

Como de costume, os jovens se reúnem em grupos. No caso das estrelas de população I, essas aglomerações são os Aglomerados abertos e contém da ordem de centenas de estrelas. Uma das aglomerações mais conhecidas são as Plêiades (que podem ser vistas no céu a olho nu), mostradas na figura acima (retirada daqui).

Censo Demográfico da Via Láctea – Introdução

junho 4, 2009

Após tratarmos dos mapas da Via Láctea, berçários e tipos de estrelas, além de um par de outras galáxias próximas e muito importantes, chegou a hora de falar sobre a distribuição dos tipos de estrelas e aglomerados pela Galáxia (lembrando que Galáxia, com G maiúsculo, é o mesmo que Via Láctea).

Esta série está dividida em 4 posts, que são (clique nos links para ver os textos completos):

O estudo de populações estelares é um ramo muito ativo em astrofísica. Nele são estudados (dentre muuuuuuitas outras coisas) aspectos dinâmicos e químicos de estrelas e aglomerados estelares em diferentes tipos de galáxias. Nesse contexto é possível, por exemplo, argumentar se um dado conjunto de estrelas foi formado localmente ou agregado  em uma colisão ou fusão de galáxias. Além disso, através do estudo da composição química e velocidades espaciais das estrelas, pode-se tentar reconstruir seu local de formação, e como este evoluiu até a presente data.

Então, como toda pesquisa experimental que se preze, é necessário coletar o maior número possível de dados, para que se possa fazer estatística de alta qualidade (aliás, existe outro ramo da astrofísica chamado astro-estatística, voltado para análise de dados astronômicos). Para isso, são realizados Surveys (ou buscas sistemáticas), que coletam milhões de dados sobre, por exemplo, as estrelas da Galáxia, tornando possível descrever a distribuição e composição das populações estelares.

Dieta Estelar

maio 25, 2009

Imagine só a situação: Um belo dia, dois camaradas chamados Heinrich Vogt e Henry Norris Russell chegam para você e lhe perguntam seu peso (a rigor seria a massa, mas continuemos assim). Você, extremamente interessado no que eles tem a lhe falar, prontamente diz o número que viu na balança do seu banheiro algumas horas antes. Sem levar em conta pequenos desvios (que podem se tornar grandes dependendo do tamanho do seu almoço), esses camaradas conseguem, depois de algumas contas, te dizer como será todo o resto de sua vida, inclusive a data e causas de sua morte.

A vida seria muito chata se realmente fosse assim. MAS, em astronomia, existe um ente que segue aproximadamente essa história: as estrelas. Segundo o Teorema de Vogt-Russell: Todos os parâmetros de uma estrela (sua luminosidade, tamanho, raio e temperatura) são determinados primeiramente pela massa. A ênfase em aproximadamente e primeiramente deve-se ao fato que o Teorema só é válido durante uma fase especial da vida das estrelas chamada de sequência principal, onde elas queimam hidrogênio em hélio em seus interiores. A rigor, também deve ser levada em conta a composição química inicial da estrela.

evolution

A figura acima (para uma versão mais caprichada e com explicações em inglês clique aqui) mostra um diagrama esquemático da evolução temporal de estrelas que vão desde (aproximadamente) 1/10 até 100 vezes a massa do nosso Sol (para quem estava se perguntando, a massa do nosso querido Sol é 2×1030kg, ou 2.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000kg, para quem não está acostumado com a notação científica). Para comparação, a evolução do nosso Sol é mostrada na terceira linha horizontal, contando de baixo para cima.

O que está representado na figura nada mais é do que um processo cíclico. As estrelas nascem a partir de nuvens de gás e, após sua evolução, a maioria delas contribui para o enriquecimento de outras nuvens de gás, que darão origem à próxima geração estelar. A maior diferença mostrada na figura são as escalas de tempo envolvidas na evolução das estrelas, bem como o final da vida de cada uma. Quanto maior a massa da estrela, maior será a temperatura atingida em seu centro. Consequentemente, as reações nucleares ocorrerão em escalas de tempo menores e a estrela evoluirá mais rápido, “morrendo” antes das outras. Ou seja, enquanto uma estrela leve pode viver bilhões de anos, outra estrela mais pesada evolui rapidamente em alguns milhões de anos (Será que o fato do nosso Sol estar “calmo” já há alguns bilhões de anos tem alguma relação com o fato da vida ter surgido na Terra? Alguém da equipe se habilita a escrever sobre isso?). Outro ponto importante na figura são as cores dos objetos. Os de cor azul são mais quentes que os de cor vermelha. A evolução estelar geralmente é descrita para três intervalos de massa:

Massas baixas – Para as estrelas das duas primeiras linhas da figura, a vida não tem nada de emocionante. Sua temperatura superficial está em torno de 4000o Celcius (lembre que o pernil de natal no forno convencional está a uns 300oC). Algumas delas nem conseguem iniciar as reações nucleares em seus interiores e se tornam anãs marrons. Algumas um pouquinho mais pesadas ainda conseguem fazer alguma coisa da vida e terminam como anãs brancas. Estas porém não contribuem para o enriquecimento químico do meio onde vivem. Já para o Sol (em temperatura superficial de 5775oC) a situação é (um pouco) melhor: ele vai passar uns tantos bilhões de anos convertendo Hidrogênio em Hélio em seu núcleo. Quando o combustível se esgotar e ele entrar em crise existencial, depois de algum tempo ele torna uma gigante vermelha. Passado algum tempo, o Sol ficará preocupadíssimo com seu peso, e tornar-se-á uma Nebulosa Planetária (nesse ponto a Terra já virou história). Após livrar-se calmamente de seu excesso de peso (que enriquecerá o meio onde ele está), nosso querido Sol envelhece e se aposenta como uma anã branca de carbono. E se, por ventura, parasse para conversar com uma estrela mais jovem e disposta, provavelmente teríamos algo como uma Supernova tipo Ia.

Massas intermediárias – Para os fãs de ação a coisa começa a melhorar. Nesses casos (digamos linhas 4 e 5 da figura), o centro da estrela é tão quente que a queima de hidrogênio é muito mais eficiente e rápida, utilizando elementos como carbono, nitrogênio e oxigênio como catalisadores. Após passar por instabilidades gravitacionais e outras fases de queima de elementos químicos, tanto em seu núcleo quanto em camadas mais externas, a estrela chega em um nível de stress que nem ela própria se aguenta mais. Eis que surge a Supernova de tipo II. É um evento muito, mais muito energético mesmo. A energia liberada é tanta que todos os elementos químicos da tabela periódica são produzidos. O núcleo da estrela colapsa e ejeta material com velocidades da ordem de dezenas de milhares de km por segundo (bem mais rápido que os 120 km por hora permitidos em algumas rodovias).É um dos eventos que mais contribui para o enriquecimento químico no Universo. Depois de tanta força só poderia sobrar mesmo uma estrela de nêutrons (para estrelas que nascem com 6-10 vezes a massa do Sol) ou um buraco negro (objetos com mais de 10 vezes a massa do Sol). As estrelas de nêutrons recém formadas podem atingir temperaturas de até 100.000.000.000oC em seus centros.

Massas altas – Reflexões de uma mãe de estrela muito massiva: “Essas crianças crescem tão rápido! Só uns milhões de anos e já estão aí, enriquecendo o meio com seu conteúdo!”. Aqui é que a situação fica séria. Algumas estrelas ainda explodem como Supernovas tipo II e se tornam buracos negros. Mas algumas são tão grandes e pesadas que nem isso mais elas conseguem. Viram direto um buraco negro. Lembrando que um buraco negro é um ente muito pesado e denso. Sendo assim, a atração gravitacional perto dele é tanta que nem a luz consegue escapar. Quer saber o que é, realmente, um Buraco Negro?? Existem muitas especulações sobre a massa limite de uma estrela. Esse número (que pode chegar até 100 vezes a massa do Sol em alguns modelos) é assunto de debate, e depende de inúmeras variáveis. Em um dos próximos posts sobre populações estelares tentarei escrever um pouco mais a respeito.

Crônica de um Carbono ancião

maio 12, 2009

carbonPode não acreditar, mas bem me lembro do ambiente em que nasci, há bilhões de anos. Era um empurra-empurra danado. Naquela ocasião, quando me dei conta de que era um átomo de Carbono, vi vários primos nascerem das trombadas de núcleos de Hélio. Confesso ter gostado de toda aquela turbulência: depois de uma supernova, é difícil encontrar um lugar assim tão carregado de energia.

Contam por aí histórias de átomos de Carbono em outras estrelas, que não nasceram como eu, das fusões nucleares em supernovas (quando a estrela explode e espalha todo seu material pelo espaço), mas das que ocorrem no interior estelar – afinal, onde mais poderia ser?

Esses átomos não têm o meu privilégio. Dizem as más línguas que, para os Carbonos provenientes do interior estelar, alcançar um planeta requer percorrer um caminho tortuoso: para saírem das profundezas do interior da estrela em que nasceram, os átomos de Carbono precisaram esperar por uma célula convectiva passar e com ela pegarem carona até a superfície estelar. Dos que chegam lá, só alguns têm a sorte de serem ejetados da atmosfera da estrela e, depois de um tempo viajando no meio interestelar, acabar em um planeta qualquer.

Respeito as dificuldades pelas quais passaram, mas não tiveram que suportar as altas temperaturas pelas quais passei na supernova. Na verdade, depois de ter sido espalhado no meio interestelar, ficar naquele gás foi um tédio. Comparado ao ambiente em que nasci, interagia muito pouco com os outros. Ao menos pude entrar em contato com átomos diversos, inclusive os de elementos mais pesados que o Ferro, que só nascem das supernovas.

Depois de um bom tempo vagando pelo espaço, umas bolotas enormes de gás começaram a se condensar naquela nuvem de gás que restou da supernova, e as coisas ficaram mais interessantes. Foi quando surgiu uma estrela, querendo brilhar mais do que todos os outros corpos dali e ser o centro das atenções. Veja a ironia do destino: da explosão que matou uma estrela em um lugar nasceu outra em um sítio diferente, que hospedaria o sistema planetário que passei a habitar. As bolotas, que então atinei serem planetas, começaram uma ciranda em torno da estrela, que hoje recebe o nome de Sol. Não imaginava o que estava por vir.

Fui atraído por um desses planetas. Agradeço muito à gravidade da Terra: não fosse ela, ainda estaria vagando pelo meio interestelar ou teria acabado em algum lugar ermo – já pensou passar a vida toda em Marte ou em um asteróide? Na Terra sou muito importante, talvez mais do que qualquer Carbono em outro lugar do Universo. Tenho orgulho das funções que desempenho – e não são poucas, passaria outros bilhões de anos falando sobre todas elas. Ser a base da vida é a que mais me dá orgulho.

Fiz parte de vários organismos, dos mais simples ao mais complexo, do unicelular ao animal. Perdi a noção do número de seres vivos dos quais já fiz parte; já estive em todos os agentes da cadeia alimentar. Fui petróleo, carvão, plástico, látex. Até nas rochas de montanhas já estive. Ajudei a marcar o tempo de objetos muito antigos. Já fui herói, hoje alguns me têm como vilão. Ah!, se eu pudesse escrever um livro sobre mim… é verdade, até em livros e papéis já estive!

Tem Carbono que se gaba de ter assumido postos mais valiosos do que o meu, como os que já passaram por diamantes. Eu não me importo com isso, pois diamantes podem existir em qualquer lugar mas fazer parte de um ser vivo, até onde sei, só é possível na Terra.

Tenho satisfação do papel que desempenho neste planeta. Passei bons momentos e não me arrependo de nenhum elétron que tenha compartilhado com os outros. Apesar de toda essa responsabilidade, passaria uma eternidade fundamentando a vida, aqui ou em qualquer outro lugar do Universo.