Noções de astronomia estelar

Noções de astronomia estelar

Quase dois séculos após Descartes ter sugerido um universo infinito, no qual não existiria centro nem fronteira exterior, e no qual o Sol seria apenas a nossa estrela local, enquanto que as outras estrelas seriam objectos distantes semelhantes ao nosso Sol, a astronomia continuava preocupada fundamentalmente com a família de planetas, cometas e outros eventuais objectos pertencentes ao sistema solar.

A razão de ser desta ausência de informação sobre as estrelas residia no facto de serem muito poucos os trabalhos até então efectuados sobre o estudo dos objectos estelares. De entre esses poucos trabalhos poderemos destacar os seguintes:

- Estudo de estrelas com luminosidade variável, que podemos considerar ter sido iniciado com a observação da “Nova de Tycho Brahe” em 1572;

- Estudo da direcção do movimento do Sistema Solar, iniciado pela primeira referência ao movimento próprio das estrelas em 1718;

- Descoberta e estudo da aberração da luz, efectuado por James Bradley já no século XVIII;

- Determinação das distâncias às estrelas mais próximas, seguindo a sugestão de Galileu para a determinação da paralaxe anual.

Constatamos assim que, em meados do século XIX, no que respeita ao conhecimento até então adquirido sobre as estrelas, o panorama era de facto muito pobre. Apenas depois do nascimento da Astrofísica, já na segunda metade do século XIX, iria ser possível assistir a um desenvolvimento significativo na astronomia estelar. A astrofísica proporcionava novos horizontes à “velha” astronomia (desde sempre limitada ao universo do sistema solar), passando a astronomia estelar a ter uma importância cada vez maior.

O início da astronomia das estrelas

A evolução da astronomia estelar foi e ainda é, condicionada pela tecnologia dos telescópios e mais modernamente dos detectores. Foi crucial para o seu início o desenvolvimento da óptica de construção de lentes e espelhos.

Um dos primeiros astrónomos a ter trabalho meritório no desenvolvimento da astronomia estelar foi Wilhelm Struve (1793-1864). Struve nasceu em Altona, na Alemanha, nos finais do século XVIII, mas foi enviado para a Rússia pelos seus pais, para Dorpat, actualmente a cidade de Tartu na Estónia, para estudar filologia. Conseguiu no entanto autorização para trabalhar no observatório da universidade de Dorpat, e em 1813 conseguiu a posição de professor de astronomia e matemática na mesma universidade.

Struve efectuou observações de estrelas durante 2 anos conseguindo registos de mais de 120 000 estrelas, o que significa observar mais de 150 estrelas por dia trabalhando todos os dias. Em 1837, publicou dados sobre cerca de 3000 estrelas duplas, das quais 75% eram até à data desconhecidas.

Struve listou as estrelas que satisfaziam cada um dos critérios e chamou a atenção para aquelas que satisfaziam mais do que um. Ao comparar o trabalho original de Struve com um moderno catálogo de estrelas próximas, fica claro que os astrónomos da altura já seleccionavam as estrelas mais convenientes para a medição da paralaxe, isto é, as mais próximas. A originalidade e qualidade dos seus trabalhos valeram-lhe um convite para integrar a Academia das Ciências de S. Petersburgo e projectar e implementar um observatório em Pulkovo do qual viria a ser o primeiro director. O observatório de Pulkovo, que iniciou a sua actividade em 1839, passou rapidamente a ser conhecido como o melhor observatório do mundo.

Entretanto, a espectroscopia estelar dava os seus primeiros passos na primeira metade do século XIX. Em 1802, William Hyde Wollaston (1766-1828) descobriu riscas escuras no espectro da luz solar. Até 1820, Joseph Von Fraunhofer (1787-1826) já havia contado 574 riscas escuras no espectro solar, depois chamadas de riscas de Fraunhofer. Para 324 destas riscas, Fraunhofer indicou com letras maiúsculas as mais fortes e, com minúsculas, as mais fracas, começando por indicar as riscas a partir do vermelho.

Figura 1 Espectro solar com as riscas como indicadas por Fraunhofer.

Para além disto, Fraunhofer também observou riscas nos espectros das estrelas Sírius, Castor, Póllux, Capella, Betelgeuse e Procyon. Esses trabalhos tiveram a virtude de alertar os astrónomos para uma nova área da astronomia que começava a desenvolver-se: a Astrofísica. De facto, por volta de meados do século XIX, começou a assistir-se a uma revolução na astronomia quando os prismas foram acoplados às oculares dos telescópios e os espectros resultantes começaram a ser analisados.

O interesse pela análise espectral já não era apenas motivado pelo estudo do Sol, já que, com o desenvolvimento de modelos estelares, passou a haver uma forte motivação para a análise dos espectros do maior número possível de estrelas, com o objectivo de poder identificar estrelas em fases distintas da sua evolução. Foram estes primeiros trabalhos sobre a análise espectral e, igualmente sobre temperaturas, que deram origem às primeiras hipóteses de evolução estelar.

Em 1865, Friedrich Zollner (1834-1882), sugeriu que as estrelas se formavam a uma elevada temperatura. Posteriormente, iriam arrefecendo, passariam por uma fase semelhante à do Sol, e pela fase de estrelas vermelhas, antes de se extinguirem totalmente.

Como consequência da cada vez maior quantidade e diversidade de espectros que iam sendo analisados, havia por um lado a necessidade de serem identificadas as riscas espectrais observadas, e por outro convinha igualmente proceder a uma classificação dos espectros estelares. Assim, Fraunhofer, como vimos, propôs uma identificação alfabética para as principais riscas que eram detectadas nos espectros estelares, enquanto Ângelo Secchi (1818-1878), por seu lado, classificava esses espectros em quatro classes principais onde havia uma relação entre as riscas e a cor da estrela.

Figura 2 As quatro classes espectrais segundo Secchi (1868). Em cada um dos espectros, as principais riscas estão identificadas pelas respectivas letras de Fraunhofer.

Henry Draper (1837-1882) tentou melhorar a classificação espectral simplificada elaborada por Secchi, mas a sua morte prematura impediu-o de continuar e concluir esse trabalho. Em sua homenagem, a sua família financiou o Observatório da Universidade de Harvard, o que permitiu a compra de novos instrumentos, bem como a contratação de pessoal para trabalhar no observatório. Draper substituiu os 4 tipos espectrais de Sechi por 16 outras classes, denominando-as pelas letras A, B, C, etc.. Posteriormente, estas letras, que significavam a ocorrência de determinadas riscas nos espectros, foram reorganizadas de forma a que passassem a representar uma sequência aproximadamente decrescente da temperatura à superfície das estrelas.

O projecto de Draper foi continuado por E. C. Pickering (1846-1919), que era na altura o director do Observatório de Harvard. Pickering se propôs a executar um projecto de observação espectroscópica de todo o céu. O primeiro catálogo resultante deste projecto e, publicado em 1890, listava já os tipos espectrais e as grandezas de mais de 10 000 estrelas. Pickering continuou com este trabalho de catalogação, tendo pelo seu lado a fortuna de poder contar, entre os seus assistentes, com Annie Jump Cannon (1863-1941), cuja enorme capacidade de trabalho permitiu a publicação entre 1918 e 1924 (com alguns aditamentos efectuados posteriormente), do Catálogo Henry Draper. Este catálogo, que lista o tipo espectral e a grandeza de cerca de 225 000 estrelas, revela-se de grande utilidade mesmo nos dias de hoje, sendo o maior trabalho jamais

Explorando os céus

Com o número de estrelas observadas a aumentar a um ritmo cada vez maior seria natural esperar que começassem a ser observados objectos estelares pouco comuns, isto é, objectos com características diferentes das estrelas habituais. Foi exactamente isso que aconteceu, já que em 1844 F. W. Bessel por exemplo, chamou a atenção para o facto de a estrela Sírius não seguir uma trajectória aproximadamente rectilínea no céu nocturno. Em vez disso observava-se uma trajectória ondulada. Em virtude deste facto, Bessel sugeriu que Sírius estaria acompanhada por uma outra estrela que deveria ser pouco brilhante e por isso não seria observada. Foi finalmente detectada por Alvan Clark em 1862 passando a ter a designação de Sirius B.

À medida que nos aproximávamos dos finais do século XIX, um novo avanço tecnológico, a

fotografia astronómica, viria a ter um impacto decisivo no avanço da astronomia sendo igualmente

responsável pela descoberta de objectos celestes não observados com muita frequência. Com a implementação da fotografia astronómica passou igualmente a ser possível começar a comparar registos de observações da mesma região do céu em instantes diferentes, o que permitia a descoberta de alterações significativas nessas regiões observadas. As explosões de supernovas, acontecimentos também pouco comuns, são um bom exemplo de possíveis causas para essas mudanças que eram detectadas.

Um dos astrónomos que mais contribuiu para a implementação da fotografia astronómica foi George Ellery Hale, nascido em 1868. Hale foi nomeado professor associado de astrofísica da Universidade de Chicago em 1892, onde fundou o Astrophysical Journal. Persuadiu então Charles Tyson Yerkes, um homem de negócios de Chicago, a financiar a construção de um observatório em Willams Bay, argumentando que seria naquela época o mais bem equipado do mundo. Yerkes morreu em 1905 não sem antes deixar um fundo de 100 000 dólares para financiamento do observatório, sob a condição de este passar a ter o nome de Observatório de Yerkes

Entretanto, em 1904, Hale havia já garantido igualmente o financiamento necessário para a construção de um outro observatório, o observatório solar em Mount Wilson, Pasadena, para onde se havia mudado. Aí foi inaugurado em 1908 um reflector de 60 polegadas cujo espelho foi fornecido pelo pai. Mais tarde, em 1917, foi construído um reflector ainda maior, com um diâmetro de 100 polegadas. Hale ainda participou no esforço de tentar obter financiamento para o reflector de 200 polegadas do monte Palomar. No entanto, este viria a ser inaugurado só em 1948, já depois da morte de Hale que aconteceu em 1938.

O diagrama Hertzprung-Russel

Em 1913, H. N. Russell (1877-1957), da Universidade de Princeton, decidiu representar num diagrama a grandeza absoluta das estrelas, para as quais julgava haver uma indicação precisa da distância, em função do seu tipo espectral. No entanto, Russell tinha em parte sido antecipado em um ou dois anos por H. O. Rosenberg (1879-1940) e E. Hertzsprung (1873-1967), que tinham elaborado diagramas análogos para as estrelas do enxame das Plêiades e do enxame das Híades.

Este tipo de diagramas tornar-se-ia de tal forma crucial para o estudo da evolução estelar, que ainda hoje é usado, sendo justamente conhecidos pelo nome de dois dos seus autores, ou seja, diagramas de

Hertzsprung-Russell, ou diagramas H-R.

A relação massa-luminosidade

Em 1924, A. S. Eddington (1882-1944), professor da Universidade de Cambridge, em Inglaterra, compilou toda a informação disponível na altura relativa à massa de várias estrelas. Todas estas estrelas eram

do sistema se torna relativamente simples. Ao analisar os resultados dessa compilação, Eddington verificou que havia estrelas com massas muito distintas. De facto a sua amostra continha estrelas com uma massa que era apenas cerca de 1/5 da massa do Sol enquanto que as de maior massa podiam atingir as 20 massas solares. Por outro lado Eddington verificou igualmente que estes valores das massas das estrelas analisadas estavam intimamente relacionados com a grandeza absoluta dessas mesmas estrelas. Como a grandeza absoluta está directamente relacionada com a luminosidade, Eddington estabelecia assim uma relação que ficou naturalmente conhecida como relação massa-luminosidade.

Classificação espectral

Como dissemos, os primeiros trabalhos voltados para o estabelecimento de um sistema de classificação espectral datam da metade do séc. XIX. Posteriormente à publicação do Catálogo Henry Draper, do observatório de Harvard, entre 1918 e 1924, foi feita uma nova classificação no observatório de Yerkes, que introduziu os tipos espectrais R, N e S. A classificação espectral agrupa as estrelas em função do tipo de riscas que o seu espectro apresenta. Esses tipos espectrais e as suas principais características estão na tabela 1.

Classe T / K Características

O 30 000 – 60 000 Riscas de He+, Si3+_{, N}2+_{, H fraco ou ausente, contínuo no ultravioleta}

intenso.

B 10 000 - 30000 Riscas de He atómico, Si2+, O+ e H atómico. A 7 500 – 10 000 Riscas de H atómico dominantes, Mg+ e Ca+.

F 6 000 – 7 500 Riscas mais fracas de H atómico que nas estrelas de classe A, Ca+ _e

Fe+_.

G 5 000 – 6 000 Riscas de Ca+ dominantes, Fe+ e H atómico.

K 3 500 – 5 000 Numerosas riscas de Fe, Ca e Ti atómicos, Ca+ _{e Hidrogénio atómico}

fraco.

M < 3 500 Bandas moleculares de TiO; riscas de Ca atómico.

R,N 3 000 Bandas moleculares de CN, CH e C2; TiO ausente; riscas de

elementos neutros como em estrelas das classes K e M.

S 3 000 Bandas moleculares ZrO, LaO; riscas de elementos neutros como em estrelas das classes K e M.

Tabela 1

Cada classe é subdividida em subclasses de 0 a 9, com excepção da primeira, que é subdividida de 5 a 9. A sequência de tipos espectrais foi reconhecida como uma sequência de temperaturas estelares, sendo as estrelas de tipo espectral O, as mais quentes (cerca de 30 000 K), e as de tipo espectral M as mais frias (cerca de 3 000 K)

Entretanto, ocorreu a descoberta duma propriedade fundamental das estrelas que trouxe uma nova dimensão ao problema da classificação espectral, e lançou as bases para a formulação da teoria de evolução estelar. Como referimos no capítulo 1, Hertzsprung e Russell (1877-1957), descobriram, independentemente, que as estrelas do mesmo tipo espectral poderiam possuir luminosidades ou magnitudes diferentes. Observaram que, num diagrama de magnitudes (ou luminosidade) versus tipo espectral (ou temperatura), as

Figura 3 O diagrama H-R.

O diagrama H-R é o gráfico que correlaciona a luminosidade estelar (ou magnitude visual absoluta) versus temperatura (ou tipo espectral). A posição de cada estrela neste diagrama é dada pela sua natureza física e, também, pela sua fase evolutiva. Portanto, o diagrama H-R é como um registo de toda a história do sistema de estrelas considerado. É nisto que reside a enorme importância do diagrama tipo espectral-luminosidade, cujo estudo constitui um dos métodos mais importantes da astronomia estelar, permitindo distinguir diferentes grupos de estrelas, associadas conforme as suas propriedades físicas comuns, assim como estabelecer a relação entre algumas características físicas destas e resolver uma série de problemas.

O diagrama da figura 3 foi elaborado com de 22000 estrelas do catálogo de Hipparcos junto com 1000 estrelas de baixa luminosidade (anãs vermelhas e brancas) do terceiro catálogo de Gliese de estrelas próximas. Podemos observar que a grande maioria das estrelas se localiza ao longo de uma faixa diagonal que une estrelas O, azuis e quentes, até as estrelas M, vermelhas e frias. Tais estrelas são denominadas estrelas da sequência principal (SP), nome que foi dado a faixa como um todo por ser a característica mais marcante neste diagrama. As estrelas da sequência principal estão em equilíbrio (equilíbrio hidrostático, ver adiante) e a maior parte da vida da estrela é passada nesta faixa de estabilidade. Nosso Sol é uma estrela anã do tipo espectral G de cor amarela e temperatura em torno de 6 000 K, e localiza-se aproximadamente a meio da sequência principal. Estudos mostram que o Sol está nesta faixa há quase 4,5 mil milhões de anos e deve permanecer ali por mais 4 ou 5 mil milhões de anos, para depois evoluir e ir para uma outra faixa do diagrama H-R a que chamamos de gigantes vermelhas, tipo espectral M e temperatura em torno de 3 000 K.

A segunda característica mais marcante neste diagrama começa aproximadamente na sequência principal, à temperatura correspondente ao tipo espectral G0 e continua em direcção às estrelas mais frias e mais brilhantes, localizada em cima e à direita do diagrama. As estrelas deste grupo são denominadas gigantes por serem objectos muito luminosos, com raios dezenas de vezes maiores que o raio do Sol.

O espectro das estrelas comporta-se como o espectro de um corpo negro. Em meados do século XIX, um dos problemas da Física era descrever matematicamente como um corpo que quando aquecido irradia energia. Ou seja, qual é a função que descreve como é a sua emissão em cada comprimento de onda. Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887), para abordar o problema com um caso teórico simplificado, definiu corpo

negro como um objecto que absorve toda a radiação que incide sobre ele, sem reflectir nada da radiação incidente. Um corpo com essa propriedade, em princípio, não pode ser visto e, portanto, é negro. Para esse corpo estar em equilíbrio termodinâmico, ele deve irradiar energia na mesma taxa em que a absorve. Caso contrário, o corpo aqueceria ou arrefeceria, e sua temperatura iria variar. Portanto, um corpo negro, além de ser um absorvedor perfeito, é também um emissor perfeito.

Em 1900, o físico alemão Max Karl Ernst Ludwig Planck (1858-1947) postulou que a energia electromagnética só se pode propagar em quantidades de energia bem definidas, os quanta, ou fotões, cada um com energia:

E h=

_ν

onde _ν é a frequência de radiação e h é a constante de Planck, cujo valor no Sistema Internacional de unidades (SI) é

h = 6,626 _{× 10}-34 _J.s

Com esta quantização da energia, Planck pôde deduzir teoricamente a intensidade específica monocromática (energia por unidade de comprimento de onda, por segundo, por unidade de área, e por unidade de ângulo sólido) de um corpo que tem uma temperatura uniforme T, e está em equilíbrio termodinâmico com seu próprio campo de radiação. Esta intensidade é denominada por B_λ(T), sendo conhecida por Lei de Planck:

2 λ 5 λT

2

1

B (T)

λ

1

hc

e

=

−

T

k _{≡ constante de Boltzmann, cujo valor no SI é 1,380 × 10}−23 _J.K−1_.

O fluxo de energia de um corpo negro à temperatura T, é dada pela lei de Stefan-Boltzmann. No caso de uma estrela, que não é exactamente um corpo negro pois as suas camadas externas de onde provém a radiação não estão rigorosamente em equilíbrio térmico, a equação para o seu fluxo (potência por unidade de área) é: 4 efec

T

σ

=

F

σ ≡ constante de Stefan-Boltzmann, cujo valor no SI é 5,670 × 10− 8 _W.m−2_.K−4_;

Tefec≡ é a temperatura efectiva.

A temperatura efectiva de uma estrela é a temperatura de um corpo negro que emite a mesma quantidade de energia por unidade de área e por unidade de tempo que a estrela em causa.

A luminosidade, de uma estrela pode ser determinada através de: 2 ( ) 4 R R

π

4

_{π σ}

R T

⇔ =

L

Voltando ao diagrama H-R, encontramos nesse diagrama duas classes menos populosas; as supergigantes, que são estrelas extremamente luminosas e estendem-se numa larga faixa de temperatura e, as anãs brancas, que têm temperaturas altas e raios muito pequenos, comparáveis ao tamanho de nosso Planeta.

A concentração de estrelas na sequência principal, sugere que tal estádio evolutivo se processa numa escala de tempo muito longa. De facto, a sequência principal corresponde à 90% da vida de uma estrela. Neste período, a estrela mantém-se em equilíbrio através da queima de hidrogénio no interior da estrela. Somente quando este hidrogénio se acaba, a estrela começa a “queimar” outros elementos químicos, como o hélio, e a estrela passa por outros estádios, deixando a sequência principal, e caminhando em direcção ao ramo das gigantes vermelhas no diagrama H-R. Depois deste estádio de gigante, algumas estrelas passam pela fase de nebulosas planetárias para depois se tornarem anãs brancas. Algumas estrelas terão finais mais violentos como supernovas, para depois formaram uma estrela de neutrões, ou até mesmo um buraco negro. Toda a trajectória evolutiva será determinada pela quantidade de massa que a estrela possui: quanto maior a sua massa, mais violento será o fim da sua vida. O nosso Sol, por exemplo, irá passar pela fase de gigante vermelha para posteriormente agonizar numa pequena anã branca.

Como a classificação de Harvard só tem em conta a temperatura da estrela, na classificação feita no observatório de Yerkes, William W. Morgan, Philip C. Keenan e Edith Kellman, foram introduzidas seis diferentes classes de luminosidade. Estas classes são rotuladas com algarismos romanos, e baseadas na largura das riscas espectrais das estrelas. Nesta divisão temos:

I – As Supergigantes.

As supergigantes são estrelas muito massivas e luminosas perto do fim de suas vidas. Estas estrelas são muito raras; cerca de uma em um milhão de estrelas é uma supergigante. A supergigante mais próxima é a estrela Canopus, na constelação de Carina, distante 310 anos-luz. Outros exemplos são Betelgeuse e Rigel em Órion e, Antares na constelação do Escorpião. Dividem-se em

Ia – supergigantes mais brilhantes; Ib – supergigantes.

II – Gigantes luminosas

São estrelas que possuem a sua luminosidade entre as estrelas supergigantes e as gigantes. Como exemplos podemos citar Sargas em Escorpião e Alphard na constelação da Hidra.

III – Gigantes

Estas estrelas compõem um grupo onde no fim das suas vidas têm pouca massa, mas que expandiram o seu envelope para se transformarem numa estrela gigante. Esta categoria também inclui estrelas de grande massa, que estão evoluindo para a categoria de supergigantes. Como exemplos citamos Arcturus no Boeiro e Aldebaran na constelação do Touro.

IV – Subgigantes

São estrelas que começaram a evoluir para a categoria de gigantes ou supergigantes. Como exemplo temos Alnair no Grou, Muphrid no Boeiro e Procyon na constelação do Cão Menor.

V – Anãs (sequência principal)

Estrelas normais, tipo Sol, que estão ainda na fase de “queima” do hidrogénio. As estrelas gastam a maior parte das suas vidas nesta categoria antes de evoluir. As estrelas da classe O e B nesta categoria são muito brilhantes e luminosas e, geralmente, mais brilhantes do que a maioria das estrelas gigantes. Dentre muito exemplos, citamos Sírius no Cão Maior, que é a estrela mais brilhante visível à vista desarmada, _α Centauri em Centauro e, Vega, na constelação da Lira.