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Estrelas e Nebulosas

A maioria das coisas que você pode ver no céu à noite são estrelas: alguns milhares são visíveis a olho nu. Uma estrela é uma esfera quente formada principalmente por gás de hidrogênio; o Sol é um exemplo de uma estrela típica e comum. A gravidade não permite que o gás evapore para o espaço e, a pressão, devido às altas temperaturas e densidades, não permite que a esfera se encolha. No núcleo da estrela, a temperatura e densidade são suficientemente altas para manter reações de fusão nuclear, sendo que a energia produzida por tais reações consegue chegar à superfície e ser irradiada para o espaço como luz e calor. Quando o combustível para as fusões nucleares se esgota, a estrutura da estrela muda. O processo de formar elementos mais pesados a partir dos mais leves e de ajustar a estrutura interna para balancear a gravidade e a pressão recebe o nome de evolução estelar.

Olhar para uma estrela com um telescópio pode nos dizer muitas das suas importantes propriedades. A cor de uma estrela nos diz sua temperatura, a qual depende da combinação entre a massa da estrela e sua fase evolucionária. Geralmente, observações também nos permitem obter a luminosidade de uma estrela, ou melhor, a taxa com que irradia energia na forma de calor e de luz.

Todas as estrelas visíveis a olho nu estão localizadas em nossa galáxia, a Via Láctea. A Via Láctea é um sistema de aproximadamente 100 bilhões de estrelas, juntamente com uma grande quantidade de matéria interestelar. A galáxia possui a forma de um disco achatado, envolvida por um halo fraco e redondo. A gravidade evita que as estrelas se dispersem e os movimentos delas evitam o colapso do sistema. A Via Láctea não tem uma borda distinta – a distribuição de estrelas decresce gradualmente com o aumento da distância em relação ao centro. O SDSS detecta estrelas mais de um milhão de vezes mais fracas do que aquelas que podem ser vistas a olho nu, o suficiente para ver a estrutura externa da Via Láctea.

Cores de Estrelas e Luminosidades: O Diagrama H-R

Astrônomos muitas vezes fazem gráficos de luminosidades de estrelas comparadas com suas cores. O primeiro desses gráficos foi feito no começo do século 20, quando astrônomos pegaram espectros de milhares de estrelas, colocando-os em uma seqüência baseada na aparência de diversas características. As classes de estrelas foram nomeadas com diferentes letras; em ordem decrescente de temperatura, elas eram OBAFGKMLT. As estrelas mais quentes são da classe O, enquanto as mais frias são da classe T. Dois astrônomos, Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell, independentemente começaram a imaginar o que aconteceria se eles comparassem as luminosidades das estrelas com suas classificações espectrais (ou, alternativamente, com suas temperaturas). Eles sabiam que algumas estrelas eram mais quentes e mais luminosas do que o Sol e outras eram mais frias e menos luminosas. Hertzsprung e Russell descobriram que 90% das estrelas se encontravam em uma faixa estreita que denominaram "seqüência principal". Hoje, nós chamamos esse tipo de gráfico de diagrama Hertzsprung-Russell (ou diagrama H-R).

Astrônomos, posteriormente, dividiram cada letra em dez categorias de 0 a 9, com 0 sendo a estrela mais quente em uma dada classe espectral e 9 sendo a mais fria. Então, uma estrela B1 é mais quente do que uma estrela B2; e uma estrela B9 é mais quente do que uma estrela A0. Nosso próprio Sol está no final "quente" da faixa G com uma temperatura de superfície de 5770° K (aproximadamente 5500ºC). Portanto, é chamado de uma estrela B2.

Classes espectrais nos fornecem uma maneira conveniente de se referir aos mais diversos tipos de estrelas – desde a O0, a mais quente com mais de 25000ºK, até a T9, as mais frias com 1000ºK. Cada tipo espectral de estrela está associado com uma cor específica: todas as estrelas do tipo G, como o Sol, são amarelas, todas as estrelas do tipo M aparecem avermelhadas e todas as do tipo B são azuladas. Assim, este sistema de letras e números nos conta onde uma estrela está no eixo horizontal (cor ou temperatura) no diagrama H-R.

Dois sistemas alternativos nos contam aproximadamente onde no eixo vertical (luminosidade) uma estrela pode ser encontrada. Um sistema usa a magnitude absoluta, uma medida da luminosidade derivada da magnitude aparente ou brilho da estrela vista da Terra. O outro sistema usa algarismos romanos, com o algarismo mais baixo (I) sendo as estrelas mais luminosas (supergigantes) e o algarismo mais alto (V) sendo as menos luminosas (seqüência principal).

A tabela abaixo fornece a classificação completa de classes espectrais e luminosidades. A imagem abaixo mostra um diagrama H-R com aproximadamente cem estrelas típicas. O eixo inferior mostra a classe espectral; o eixo superior exibe a temperatura em graus Kelvin. O eixo da esquerda mostra a luminosidade comparada com a luminosidade do Sol (um "10" significa que a estrela é dez vezes mais luminosa do que o Sol); o eixo da direita mostra a magnitude absoluta.


Temperatura/
Classes Espectrais
 Classes de
Luminosidade
NomeTemp (°K)  ClasseTipo de Estrela
O>25,000  ISupergigante
B11,000-25,000  IIGigante Brilhante
A7,500-11,000  IIIGigante
F6,000-7,500  IVSub-gigante
G5,000-6,000  VSeqüência Principal, Anã
K3,500-5,000  VISub-anã
M2,200-3,500  VIIAnã Branca
L1,600-2,200 
T<1,600 Um gráfico esquemático do diagrama H-R.

Evolução Estelar

Estrelas não são objetos imutáveis. Quando uma estrela consome combustível em suas reações nucleares, sua estrutura e composição mudam, afetando sua cor e luminosidade. Assim, o diagrama H-R não apenas nos mostra cores e magnitudes de muitas estrelas, como também os diferentes estágios nas histórias evolutivas delas.

Todas as estrelas na seqüência principal possuem interiores quentes o suficiente para fundir quatro átomos de hidrogênio em um átomo de hélio, sendo que este é 0,7% mais leve do que eram os 4 átomos de hidrogênio isolados. A perda de massa é convertida em energia, que é liberada e produz a luminosidade da estrela. Ao longo de bilhões de anos, entretanto, o hélio residual no núcleo da estrela se acumula. Quando uma quantidade suficiente de hélio se acumula, pode passar por reações nucleares, onde três átomos de hélio são convertidos em um átomo de carbono. A reação nuclear de queima de hélio pode ocorrer apenas quando o interior da estrela atinge uma temperatura mais alta, que causa uma expansão da superfície externa para um tamanho bem maior do que era quando se encontrava na seqüência principal. Ainda que o núcleo da estrela fica bem mais quente, a superfície é agora mais fria, fazendo com que a estrela fique mais avermelhada. Assim, após um tempo, uma estrela se torna uma gigante vermelha, movendo-se da região da seqüência principal, no centro do diagrama H-R, para a região da gigante vermelha, no canto superior direito.

A evolução de seqüência principal para gigante vermelha ocorre em diferentes épocas para diferentes estrelas. Estrelas que são muito mais pesadas e mais quentes, como as estrelas O, se tornam gigantes vermelhas em apenas 10 milhões de anos. Mais frias, estrelas mais leves como o nosso Sol levam 10 bilhões de anos para se tornarem gigantes vermelhas. Este fato, na verdade, fornece uma maneira de se testar a idade de um grupo de estrelas – apenas faz-se um diagrama H-R para as estrelas, vendo que classes de estrelas evoluíram para fora da seqüência principal!

Eventualmente, todo o hélio no núcleo da estrela se esgota. Neste ponto, o que acontece a seguir depende da massa da estrela. As estrelas mais pesadas, seis a oito vezes mais massivas do que o Sol, tem pressão suficiente em seus núcleos para começar a fundir carbono. Uma vez que o carbono acaba, elas explodem em supernovas, deixando para trás estrelas de nêutron ou buracos negros. Estrelas menos massivas simplesmente extinguem-se, desprendendo suas camadas mais externas que formarão belas nebulosas planetárias e deixando o núcleo como uma anã branca quente. Anãs brancas se encontram no canto inferior esquerdo do diagrama H-R, um cemitério cósmico para estrelas mortas.

Um diagrama H-R mostrando o caminho evolucionário de uma estrela tipo Sol.

Nebulosas

Originalmente, a palavra "nebulosa" se referia a praticamente qualquer objeto astronômico extenso (além de planetas e cometas). A palavra "nebulosa" vem da palavra grega para "nuvem". Antes que os astrônomos soubessem que galáxias eram coleções distantes de estrelas, galáxias eram chamadas nebulosas por causa da sua aparência indistinta. Hoje, a palavra nebulosa é reservada para objetos extensos consistindo na maior parte de gás e poeira.

Nebulosas são objetos de muitas formas e tamanhos e são formadas de muitas maneiras. Em algumas nebulosas, estrelas se formam a partir de nuvens de gás e poeira; uma vez que algumas estrelas tenham se formado dentro da nuvem, a luz delas ilumina a nuvem, tornando-a visível para nós. Essas regiões de formação estelar são locais de nebulosas de emissão ou reflexão, como a famosa Nebulosa Orion mostrada na figura à direita.

Nebulosas de emissão são nuvens de gás com temperatura alta. Os átomos na nuvem são energizados por luz ultravioleta de uma estrela próxima e emitem radiação quando decaem para estados de energia mais baixos (luzes de néon brilham praticamente da mesma maneira). Nebulosas de emissão são geralmente vermelhas, por causa do hidrogênio, o gás mais comum do Universo e que comumente emite luz vermelha. Nebulosas de reflexão são nuvens de poeira que simplesmente refletem a luz de uma estrela ou estrelas próximas. Nebulosas de reflexão são geralmente azuis porque a luz azul é espalhada mais facilmente. Nebulosas de emissão e de reflexão são geralmente vistas juntas e são às vezes chamadas de nebulosas difusas. Em algumas nebulosas, as regiões de formação estelar são tão densas e espessas que a luz não consegue transpassá-las. Não é surpresa, então, que sejam chamadas de nebulosas escuras.

Outro tipo de nebulosa, chamada nebulosa planetária, é resultado da morte de uma estrela. Quando uma estrela já queimou tanto material que não pode mais sustentar suas próprias reações de fusão, a gravidade da estrela provoca o seu colapso. Quando a estrela colapsa, seu interior se aquece. O aquecimento do interior produz um vento estelar que dura por poucos milhares de anos e que leva para fora as camadas mais externas da estrela. Quando as camadas mais externas são levadas para fora, o núcleo remanescente esquenta os gases, que estão agora longe da estrela, causando o brilho deles. O resultado é uma "nebulosa planetária" (assim chamada porque se parece com planetas gigantes gasosos pelo telescópio), formada por camadas de gás brilhante que circundam um pequeno núcleo. Astrônomos estimam que nossa galáxia contém aproximadamente 10 mil nebulosas planetárias. Nebulosas planetárias se constituem em um período comum no ciclo normal de vida de uma estrela, mas eles têm vida curta, durando apenas algo em torno de 25 mil anos.

A vida de uma estrela cuja massa é maior do que 1,4 vezes a massa do Sol termina mais violentamente e deixa para trás um tipo diferente de nebulosa chamada resto de supernova. Quando tal estrela esgota seu combustível e colapsa, uma enorme onda de choque se arrasta pela estrela em alta velocidade, fazendo voar para fora várias camadas e deixando para trás um núcleo chamado de estrela de nêutron e uma camada de matéria em expansão conhecida como resto de supernova. Uma onda de choque de supernova é muito mais violenta do que o vento estelar que marca o fim de uma estrela de baixa massa. Perto do núcleo do resto de supernova, elétrons emitem radiação chamada de "radiação síncroton" enquanto eles espiralam-se em direção ao núcleo a velocidades próximas a da luz. A parte ultravioleta dessa radiação pode remover elétrons dos filamentos mais externos da nebulosa (ionizá-los), fazendo com que brilhem. Além disso, a matéria ejetada varre o gás e poeira circundantes enquanto se expande, produzindo uma onda de choque que excita e ioniza o gás na nebulosa resto de supernova, a qual possui baixa densidade mas é extremamente quente (até 1 milhão de graus!). O mais famoso resto de supernova é a Nebulosa do Caranguejo em Touro (M1), mostrado na figura acima. A luz do núcleo interno vem da radiação síncroton, enquanto que as regiões mais externas brilham em muitas cores provenientes da emissão de diferentes gases, incluindo vermelho do hidrogênio.

Anãs Marrons

Espectros de duas anãs marrons (classe de
estrela T) descobertas pelo SDSS, comparadas
com a primeira descoberta, Gliese 229B.
Absorção devida ao metano (CH4) evidente.

Algumas estrelas fracassam antes que seu ciclo evolucionário comece; estas estrelas fracassadas são chamadas anãs marrons. Anãs marrons são bolas de gás que não são pesadas o suficiente para que ocorram reações de fusão para incendiar seus núcleos, então a energia que é liberada delas vem apenas da gravidade. Embora a existência de anãs marrons fora prevista teoricamente há muito tempo, elas são tão frias, escuras e difíceis de serem vistas que a primeira foi descoberta há apenas cinco anos. As anãs marrons de menor massa são na verdade muito semelhantes a Júpiter, mostrando absorção devido ao metano em seus espectros. As duas últimas letras no sistema de classificação de temperatura para estrelas, L e T, foram incluídas recentemente para incluir anãs marrons. O SDSS, juntamente com estudos adicionais no infravermelho próximo, tem encontrado muitas anãs marrons porque cobre uma área grande do céu, além de poder ver objetos bem fracos e ter um filtro na parte vermelha do espectro (z). Anãs marrons são interessantes por duas razões: primeiro, podem nos dizer a menor massa que um objeto deve ter para formar uma estrela, o que pode nos ajudar a entender as condições de formação estelar. Segundo, anãs marrons podem compor uma parte da massa faltante ou "matéria escura" na nossa galáxia.