Como as Estrelas Funcionam

É uma noite escura, clara e sem lua. Você olha para o céu. Você vê milhares de estrelas organizadas em padrões ou constelações.

A luz dessas estrelas viajou grandes distâncias para alcançar a Terra.

• Mas o que são estrelas?
• A que distância eles estão?
• Eles são todos iguais?
•  Existem outros planetas ao seu redor?

Neste artigo, veremos o fascinante mundo das estrelas. Examinaremos a natureza das estrelas, tipos de estrelas, como as estrelas se formam e como as estrelas morrem.

Estrelas e Suas Propriedades

 As estrelas são enormes bolas brilhantes de gases quentes, principalmente hidrogênio e hélio.

Algumas estrelas são relativamente próximas (as 30 estrelas mais próximas ficam a 40 segundos) e outras estão muito, muito longe.

Os astrônomos podem medir a distância usando um método chamado paralaxe , no qual a mudança na posição de uma estrela no céu é medida em diferentes momentos do ano.

Algumas estrelas estão sozinhas no céu, outras têm companhias ( estrelas binárias ) e algumas fazem parte de grandes aglomerados contendo milhares a milhões de estrelas.

Nem todas as estrelas são iguais. As estrelas vêm em todos os tamanhos, brilho, temperatura e cores.

As estrelas têm muitos recursos que podem ser medidos estudando a luz que emitem:

• Temperatura
• Espectro ou comprimentos de onda da luz emitida
• Brilho
• Luminosidade
• Tamanho (raio)
• Massa
• Movimento (na nossa direção ou longe de nós, taxa de rotação)

E se você estiver estudando estrelas, precisará desses termos em seu vocabulário estelar:

• Magnitude absoluta – magnitude aparente da estrela se ela estivesse localizada a 10 parsecs da Terra
• Magnitude aparente – o brilho de uma estrela como observado na TerraL
• Luminosidade – quantidade total de energia emitida por uma estrela por segundo
• Parsec – medição de distância (3,3 anos-luz, 19,8 trilhões de milhas, 33 trilhões de quilômetros)
• Ano-luz – medição de distância (6 trilhões de milhas, 10 trilhões de quilômetros)
• Espectro – luz de vários comprimentos de onda emitidos por uma estrela
• Massa solar – massa do sol; 1,99 x 10 30 kg (330.000 massas terrestres)
• Raio solar – raio do sol; 69618 quilômetros (418.000 milhas)

Temperatura e Espectro

Algumas estrelas são extremamente quentes, enquanto outras são legais. Você pode dizer pela cor da luz que as estrelas emitem.

Se você observar os carvões em uma churrasqueira a carvão, sabe que os carvões vermelhos brilhantes são mais frios que os brancos quentes.

O mesmo vale para estrelas. Uma estrela azul ou branca é mais quente que uma estrela amarela, mais quente que uma estrela vermelha.

Portanto, se você observar a cor mais forte ou o comprimento de onda da luz emitida pela estrela, poderá calcular sua temperatura (temperatura em graus Kelvin = 3 x 10 6 / comprimento de onda em nanômetros).

O espectro de uma estrela também pode indicar os elementos químicos que estão nessa estrela, porque diferentes elementos (por exemplo, hidrogênio, hélio, carbono, cálcio) absorvem a luz em diferentes comprimentos de onda.

Brilho, Luminosidade e Raio

Quando você olha para o céu noturno, pode ver que algumas estrelas são mais brilhantes que outras, como mostrado nesta imagem de Orion.

Dois fatores determinam o brilho de uma estrela:

• Luminosidade – quanta energia ela gasta em um determinado momento
• Distância – a que distância está de nós

Um holofote apaga mais luz que um holofote. Ou seja, o holofote é mais luminoso.

 Se esse holofote estiver a 8 km de você, no entanto, não será tão claro porque a intensidade da luz diminui com a distância ao quadrado. Um holofote a 8 km pode parecer tão brilhante quanto uma lanterna a 15 cm de distância.

O mesmo vale para estrelas.

Os astrônomos (profissionais ou amadores) podem medir o brilho de uma estrela (a quantidade de luz emitida) usando um fotômetro ou um dispositivo acoplado a carga (CCD) na extremidade de um telescópio.

Se eles conhecem o brilho e a distância da estrela, podem calcular a luminosidade da estrela:

[luminosidade = brilho x 12,57 x (distância) 2 ].

A luminosidade também está relacionada ao tamanho de uma estrela. Quanto maior a estrela, mais energia ela libera e mais luminosa ela é.

Você também pode ver isso na grelha a carvão. Três briquetes de carvão vermelho brilhante gastam mais energia do que um briquete de carvão vermelho brilhante na mesma temperatura.

Da mesma forma, se duas estrelas têm a mesma temperatura, mas tamanhos diferentes, a estrela maior será mais luminosa que a pequena.

Veja na barra lateral uma fórmula que mostra como a luminosidade de uma estrela está relacionada ao seu tamanho (raio) e sua temperatura.

Massa e Movimento

Em 1924, o astrônomo AS Eddington mostrou que a luminosidade e a massa de uma estrela estavam relacionadas. Quanto maior a estrela (ou seja, mais massiva), mais luminosa é (luminosidade = massa 3 ) .

As estrelas ao nosso redor estão se movendo em relação ao nosso sistema solar. Alguns estão se afastando de nós e outros estão se aproximando de nós.

O movimento das estrelas afeta os comprimentos de onda da luz que recebemos deles, bem como o som agudo de uma sirene de caminhão de bombeiros diminui à medida que o caminhão passa por você. Esse fenômeno é chamado efeito Doppler.

Medindo o espectro da estrela e comparando-o com o espectro de uma lâmpada padrão, a quantidade do deslocamento Doppler pode ser medida.

A quantidade do deslocamento Doppler nos diz o quão rápido a estrela está se movendo em relação a nós. Além disso, a direção do deslocamento Doppler pode nos dizer a direção do movimento da estrela.

Se o espectro de uma estrela é deslocado para o fim azul , então a estrela está se movendo em nossa direção; se o espectro for deslocado para ofinal vermelho , então a estrela está se afastando de nós.

Da mesma forma, se uma estrela está girando em seu eixo, o deslocamento Doppler de seu espectro pode ser usado para medir sua taxa de rotação.

Então você pode ver que podemos dizer um pouco sobre uma estrela a partir da luz que ela emite.

Além disso, os astrônomos amadores hoje têm dispositivos como grandes telescópios, CCDs e espectroscópios disponíveis comercialmente a eles a um custo relativamente baixo.

Portanto, amadores podem fazer os mesmos tipos de medições e pesquisas estelares que costumavam ser feitas apenas por profissionais.

Classificação de Estrelas: reunindo as propriedades

No início de 1900, dois astrônomos, Annie Jump Cannon e Cecilia Payne, classificaram os espectros de estrelas de acordo com suas temperaturas.

Cannon realmente fez a classificação e Payne mais tarde explicou que a classe espectral de uma estrela era realmente determinada pela temperatura.

Em 1912, o astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung e o astrônomo americano Henry Norris Russell representaram graficamente a luminosidade versus a temperatura de milhares de estrelas e encontraram uma relação surpreendente.

Russell ou HR revelou que a maioria das estrelas se encontra ao longo de uma curva diagonal suave chamada seqüência principal, com estrelas quentes e luminosas no canto superior esquerdo e estrelas frias e frias no canto inferior direito.

Fora da sequência principal, há estrelas frias e brilhantes no canto superior direito e estrelas frias e quentes no canto inferior esquerdo.

Se aplicarmos a relação entre luminosidade e raio ao diagrama de HR, descobrimos que o raio das estrelas aumenta à medida que você avança na parte inferior esquerda na diagonal para a parte superior direita:

• Sirius B = 0,01 raio solar
• Sol = 1 raio solar
• Spica = 10 raios solares
• Rigel = 100 raios solares
• Betelgeuse = 1000 raios solares

Se você aplicar a relação entre massa e luminosidade ao diagrama de HR, verá que as estrelas ao longo da sequência principal variam da mais alta (aproximadamente 30 massas solares) na parte superior esquerda à mais baixa (aproximadamente 0,1 massa solar) na parte inferior direita.

A tabela resume os tipos de estrelas no universo de acordo com a luminosidade:

As estrelas das anãs brancas não são classificadas porque seus espectros estelares são diferentes da maioria das outras estrelas. O diagrama de RH também é útil para entender a evolução das estrelas desde o nascimento até a morte.

A Vida de Uma Estrela

Como mencionamos anteriormente, as estrelas são grandes bolas de gases. Novas estrelas se formam a partir de grandes nuvens frias (10 graus Kelvin) de poeira e gás (principalmente hidrogênio) que se encontram entre as estrelas existentes em uma galáxia.

Geralmente, algum tipo de perturbação da gravidade acontece com a nuvem, como a passagem de uma estrela próxima ou a onda de choque de uma supernova em explosão.

• A perturbação faz com que grupos se formem dentro da nuvem.
• Os aglomerados entram em colapso, puxando o gás para dentro por gravidade.
• O grupo em colapso comprime e aquece .
• O grupo em colapso começa a girar e achatar em um disco.
• O disco continua a girar mais rápido, puxa mais gás e poeira para dentro e aquece .
• Após cerca de um milhão de anos, um núcleo denso e pequeno (1500 graus Kelvin) se forma no centro do disco, chamado de protoestrela .
• À medida que o gás e a poeira continuam a cair para dentro do disco, eles perdem energia para a protoestrela , que aquece mais
• Quando a temperatura do protostar atinge cerca de 7 milhões de graus Kelvin, o hidrogênio começa a se fundir para produzir hélio e liberar energia.
• O material continua a cair na jovem estrela por milhões de anos, porque o colapso devido à gravidade é maior que a pressão externa exercida pela fusão nuclear. Portanto, a temperatura interna do protostar aumenta .

Se uma massa suficiente (0,1 massa solar ou maior) entra em colapso no protostar e a temperatura esquenta o suficiente para uma fusão sustentada, o protostar tem uma liberação maciça de gás na forma de um jato chamado fluxo bipolar .

Se a massa não for suficiente, a estrela não se formará, mas se tornará uma anã marrom .

O fluxo bipolar elimina gases e poeira da jovem estrela. Parte desse gás e poeira pode se acumular mais tarde para formar planetas.

A jovem estrela agora é estável, pois a pressão externa da fusão de hidrogênio equilibra a força interna da gravidade. A estrela entra na sequência principal; onde está a sequência principal depende da sua massa.

A Morte de Uma Estrela

Vários bilhões de anos após o início de sua vida, uma estrela morrerá. Como a estrela morre, no entanto, depende de que tipo de estrela é.

Estrelas Como o Sol

Quando o núcleo fica sem combustível de hidrogênio, ele se contrai sob o peso da gravidade. No entanto, alguma fusão de hidrogênio ocorrerá nas camadas superiores.

À medida que o núcleo se contrai, ele esquenta. Isso aquece as camadas superiores, fazendo com que elas se expandam.

À medida que as camadas externas se expandem, o raio da estrela aumenta e se torna um gigante vermelho.

O raio do sol gigante vermelho estará além da órbita da Terra. Em algum momento depois disso, o núcleo ficará quente o suficiente para causar a fusão do hélio em carbono. Quando o combustível de hélio acabar, o núcleo se expandirá e esfriará.

As camadas superiores se expandirão e ejetarão o material que será coletado em torno da estrela que está morrendo para formar uma nebulosa planetária .

Finalmente, o núcleo esfriará em uma anã branca e, eventualmente, em uma anã negra . Todo esse processo levará alguns bilhões de anos.

Estrelas Mais Maciças Que o Sol

Quando o núcleo fica sem hidrogênio, essas estrelas fundem hélio em carbono, assim como o sol.

No entanto, depois que o hélio se foi, sua massa é suficiente para fundir o carbono em elementos mais pesados, como oxigênio, néon, silício, magnésio, enxofre e ferro. Uma vez que o núcleo virou ferro, ele não pode mais queimar.

A estrela entra em colapso por sua própria gravidade e o núcleo de ferro esquenta. O núcleo fica tão compactado que prótons e elétrons se fundem para formar nêutrons.

Em menos de um segundo, o núcleo de ferro, que é aproximadamente do tamanho da Terra, encolhe para um núcleo de nêutrons com um raio de cerca de 10 quilômetros.

As camadas externas da estrela caem para dentro do núcleo de nêutrons, esmagando-o ainda mais. O núcleo aquece bilhões de graus e explode ( supernova), liberando assim grandes quantidades de energia e material para o espaço.

A onda de choque da supernova pode iniciar a formação de estrelas em outras nuvens interestelares. Os restos do núcleo podem formar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, dependendo da massa da estrela original.

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