Estrelas e Galáxias

Uma galáxia é um sistema com bilhões de estrelas, gás e poeira interestelar. Muitas delas têm forma espiralada, enquanto outras podem ser  esféricas, elípticas ou irregulares. Telescópios revelaram a existência de cerca de um bilhão de galáxias, apesar de apenas outras três além da nossa poderem ser observadas a olho nu.

Fonte da imagem: Sputinik Views

Estrelas (como o nosso Sol) são aglomerados de gás que irradiam energia produzida por fusão nuclear. Sua massa varia de cerca de 0,06 a 100 massas solares. As propriedades de uma estrela e sua evolução dependem principalmente de sua massa.

As estrelas são formadas no interior de nuvens de poeira e gás chamadas nebulosas. Porções de gás e poeira de uma nebulosa colapsam sob a ação da gravidade, formando regiões escuras denominadas proto-estrelas. À medida que se contraem, as proto-estrelas tornam-se cada vez mais densas e quentes. Quando atingem temperatura suficiente para dar início a reações nucleares, elas se tornam estrelas.

Galáxias

A posição do nosso Sol na Via Láctea,
 mostrado esquematicamente.

O astrônomo norte-americano Edwin Hubble desenvolveu um sistema para classificação de galáxias ainda utilizado. Ele agrupou as galáxias em três categorias: elípticas, espirais e irregulares. As elípiticas variam da esférica E0 até a E7. As espirais são denominadas Sa, Sb ou Sc, dependendo da abertura dos braços da espiral. Em algumas espirais, os braços parecem sair da extremidade de uma barra central, e estas espirais barradas são denominadas SBa, SBb ou SBc. As irregulares são aquelas cuja forma não e nem espiral nem elíptica.

Também conhecida como Via Láctea, a nossa galáxia contém cerca de 100 bilhões de estrelas. Trata-se de uma galáxia espiral comum, e o Sol situa-se em um dos braços da espiral. O diâmetro da Via Láctea é de aproximadamente 100.000 anos-luz e o sol econtra-se cerca de 30.000 anos-luz do centro. A estrela mais próxima do Sol, Próxima Centauri, localiza-se a4,2 anos-luz de distância. a Via Láctea tem movimento de rotação e o Sol leva 225 milhões de anos para completar uma revolução, o que recebe o nome de ano cósmico.

Algumas galáxias são extremamente ativas e emitem grande quantidades de radiação. Uma dessas galáxias é a poderosa fonte de rádio Centaurus A. Os quasares, fontes de rádio quase-estelares, são objetos muito distantes e de brilho intenso, que se acredita serem  núcleos de galáxias ativas. Provavelmente, sua energia provém de grandes buracos negros centrais. O quasar mais distante detectado, o PK 2000-330, encontra-se a 13 bilhões de anos-luz da Terra.

Estrelas binárias, múltiplas e variáveis

A maioria das estrelas - mais de 75% - faz parte de sistemas estelares binários ou múltiplos. As estrelas binárias consistem de duas estrelas que orbitam un centro de gravidade comum. Uma binária eclipsante pode ocorrer quando uma componente do sistema periodicamente obscurece outra (visto da terra), o que resulta em uma redução da intensidade de luz vista da Terra. Foi devido a isso que as estrelas binárias foram descobertas. Algumas estrelas são,  na verdade, estrelas múltiplas complexas. Por exemplo, a "estrela" Castor na constelação de Gêmeos possui seis componentes individuais.

A maioria das estrelas tem brilho constante, mas algumas - as estrelas variáveis- aumentam e diminuem de brilho. Essa variação pode ser cuasada por um efeito da linha de visada, como nas binárias eclipsantes. Em outros casos, alterações na própria estrela causam aumentos e reduções periódicas na produção de energia. As estrelas variáveis podem ter periodicidade de algumas horas até vários anos.

Magnitude

Magnitude é a medida do brilho de uma estrela. A magnitude aparente indica a intensidade o brilho de uma estrela vista a olho nu. Paradoxalmente, quanto mais baixa a magnitude, mais brilhante é a estrela. A magnitude é medida em escala logarítimica, tomando por base o fato que uma diferença de 5 na magnitude equivale a um fator de 100 no brilho. Assim, uma estrela de magnitude +1 é 2,512 vezes mais brilhante que uma estrela de +2, 2,512  ao quadrado( =6,310) vezes mais brilhante que uma estrela de +3 e 2,512 ( =100) vezes mais brilhante que uma estrela de +6.

O limite da visibilidade a olho nu depende das concentrações do céu, mas as estrelas menos brilhantes que podem ser vistas em uma noite bem limpa têm magnitude +6, Os maiores telescópios são capazes de detectar objetos de magnitude até 27. Objetos muito brilhantes podem ter magnitudenegtiva: Vênus pode chegar a - 4,4, a lua cheia -12,0 e o Sol - 26,8.

Quanto mais próxima está uma estrela, mais brilhante ela parece ser. Como as estrelas encontram-se a diferentes distâncias, a magnitude aparente não mede seu verdadeiro brilho. A magnitude aparente compensa a distancia da estrela, calculando sua magnitude apanrente como se ela estivesse a uma distância de 32,6 anos-luz (= 10 parsecs). Por exemplo, Sirius é uma estrela próxima e tem uma magnitude aparente de -1,5. Entretanto, sua magnitude absoluta é de +1,3. O Sol tem magnitude absoluta de + 4,8.

Cor e temperatura

A cor de uma estrela dá uma indicação de sua temperatura. Estrelas quentes são azuis, enquanto que estrelas frias são vermelhas.  As estrelas são agrupadas em tipos espectrais, segundo sua temperatura.

Cada tipo espectral é subdividido em uma escala de 0 a 9. O Sol é classificao como sendo do tipo G2.

O diagrama de Hertzprung-Russel

As estrelas podem ser colocadas em um diagrama que leva em consideração suas magnitudes absolutas e seus tipos espectrais - diagrama de HertzprungRussel, em homenagem aos astrônomo dinamarquês Ejanar Hertzprung e ao norte-americano Henry Norris Russel. A maioria das estrelas situa-se em uma faixa diagonal, chamada sequencia principal, do diagrama.

O diagrama Hertzprung-Russel para classificação das estrelas.

Evolução estelar e buracos negros

A evolução de uma estrela depende de sua massa. As proto-estrelas com massa inferior a  0,06 massa solar nunca se tornarão quentes o suficiente para dar início a reações nucleares. Aquelas com massa entre 0,06 e 1,4 massa solar passam rapidamentepara a sequencia principal e podem permancer nela por pelo menos 10 bilhões de anos. Quando o hidrogênio disponível se esgota, o núcleo se contrai, o que aumenta sua temperatura em 100 milhões de graus Celsius. Nessas condições, o hélio pode começar uma reação de fusão e a estrela se espande, tornando-se um gigante vermelha. Finalmente, as camadas externas da estrela são expelidas, formando uma nebulosa planetária. O núcleo então e comprime e a estrela se torna uma pequena anã branca.

Estrelas com massas solares de 1,4 a  4,2 evoluem mais rápido e morrem mais jovens, permanecendo na sequencia principal por cerca de um milhão de anos, antes de passara gigante vermelha. A temperatura continua a aumentar, enquanto elementos mais pesados são sintetizados, até que o ferro é produzido a 700 milhões de graus Celsius. A estrela se desintegra em uma grande explosão e se transforma em supernova, espalhando uma imensa nuvem de poeira e gás, em cujo centro permanece uma pequena estrela de nêutrons que gira muito rápido e é extremamente densa: 1 cm cúbico tem massa de cerca de 250 milhões de toneladas.

A evolução das estrelas de maior massa é ainda mais estranha, podendo acabar na forma de um buraco negro (objeto tão denso que nem mesmo a luz pode escapar).Um buraco negro é detectado ao se observar seus efeitos gravitacionais sobre outros objetos. A fonte de raios X Cignus X-1 pode ser composta de uma estrela gigante e um buraco negro. O materia da estrela estaria sendo atraído pelo buraco negro e aquecido - emitindo raios X enquanto é absorvido.

Os tamanhos relativos dos diferentes tipos de estrelas. As gigantes vermelhas são cem vezes maiores que o Sol, que por sua vez é cem vezes maior que uma anã branca. As anãs brancas são mil vezes maiores que as estrelas de nêutrons, que geralmente possuem um diêmetro de dez a vinte km. As supergigantes vermelhas podem ser cinco vezes maiores que uma vermelha típica.

 Fonte: Enciclopédia Compacta de Conhecimentos Gerais, Istoé Guiness, Editora Três, 1995.

Universo e cosmologia

O estudo da origem e estrutura do universo é conhecido como cosmologia. No século XVII, pensava-se que o universo fosse estático, infinito e imutável. A cosmologia moderna teve início na década de 20, quando o astrônomo norte-americano Edwin Hubble mostrou que a distância entre galáxias está aumentando e que o universo está, portanto, se expandindo.

Há várias teorias que descrevem a origem e o futuro do universo. Um dos modelos, que hoje tem pouca aceitação, é a teoria do estado estacionário, que supõe que o universo sempre existiu e sempre existirá. Atualmente a maioria dos cientistas concorda que o universo se originou de uma grande explosão, o big bang; entretanto, há controvérsias quanto ao futuro do universo.

A origem do universo

Acredita-se que o universo tenha cerca de 14 bilhões de anos ( as estimativas variam entre 11 bilhões e 17 bilhões de anos). Atualmente, é de aceitação geral que o universo se originou em um evento cataclísmico conhecido como big bang. Modelos teóricos do big bang sugerem que os eventos iniciais na história do universo ocorreram muito rapidamente.

No início, o universo estava concentrado num ponto diminuto e era composto de uma mistura de diferentes partículas subatômicas, incluindo elétrons, pósitron, neutrinos e antineutrinos, juntamente com fótons (partículas que carregam luz). A temperatura era de 100 bilhões de graus Celsius e sua densidade, 4 bilhões de vezes maior que a da água.

Um segundo depois, a temperatura caiu para 10 bilhões de graus Celsius. Pósitrons e elétrons opostamente carregados aniquilaram-se mutuamente, liberando energia. Núcleos estáveis de hélio, consistindo de dois prótons e dois nêutrons começaram a se formar.

Três minutos após a criação do universo, a temperatura caiu para 900 milhões de graus Celsius, baixa o suficiente para a formação de núcleos de deutério  ( um isótopo de hidrogênio), compostos por um próton e um nêutron.

Trinta minutos depois, a temperatura era de 300 milhões de graus Celsius. Restavam poucas das partículas originais e e a maioria dos elétrons e prótons havia sido aniquilada por suas antipartículas. - pósitrons e antiprótons. Muitos dos prótons e nêutrons restantes recombinaram-se para formar núcleos de hidrogênio e hélio, e a densidade do universo era cerca de um décimo de água. O universo continuava a se expandir e o hidrogênio e o hélio começar a formar estrelas e galáxias.

Indícios do big bang

Em 1868, o astronômo amador inglês Sir Willian Huggins (18₂4-1910) notou que linhas nos espectros de certas estrelas se deslocavam na direção da extremidade vermelhado espectro ( que vai do azul ao vermelho). Huggins percebeu que isso ocorria devido ao efeito Doppler, que havia sido descoberto em 1842. Assim como o som de um veículo em movimento parece mudar de intensidade enquanto ele passa, a cor da luz de uma estrela também muda de comprimento de onda à medida que  estrela se aproxima ou se distancia de nós. As estrelas que se afastam da Terra têm sua luz deslocada em direção à extremidade vermelha do espectro ( deslocamento para o vermelho), enquanto aquelas que se aproximam de nós exibem um deslocamento em direção à extremidade azul.

Em 1929, Edwin Hubble, que também trabalhava na classificação de galáxias- analisou os deslocamentos para o vermelho de várias galáxias. Hubble descobriu que a velocidade de afastamnto de uma galáxia é proporcional à sua distância- ou seja, quanto mais distante a galáxia, mais rapidamente ela se afasta. Este princípio foi formulado como lei de Hubble, que tem a seguinte fórmula: velocidade= H x distância, onde H é a constante de Hubble, mas o valor mais aceito é 70 km por segundo por megaparsec (um megaparsec equivale a 3,26 milhões de anos-luz ). Portanto, uma galáxia que se afasta a 70 km/s s estaria a 326.000 anos luz de distância.

Radiação cósmica de fundo

Mesmo hoje, bilhões de anos após o big bang, os astrônomos são capazes de detectar um "eco" daquela descomunal explosão, na forma de radiação de microondas. A radiação tem intensidade máxima no comprimento de onda de 2,5 mm representa uma temperatura de -270º C ou 3 K. Nas proximidades do Sistema Solar, a radiação parece ter intensidade igual em todas as direções. 

A aparente uniformidade da radiação de fundo constituiu um problema para os defensores da teoria do big bang, pois leva à questão de como o universo teria se tornado tão irregular, com grupos de galáxias em certas áreas e espaço vazio em outras. Uma possível resposta surgiu em 1992, quando os dados do satélite COBE mostraram minúsculas diferenças de temperatura (+ ou - 0,27 milikelvins )na radiação de fundo. Estas diferenças foram interpretadas como sendo indícios de flutuações infinitesimais na densidade que, por sua vez, levaram a efeitos gravitacionais locais na bola de fogo em expansão. Com o início da instabilidade gravitacional em certas regiões, a matéria começaria a se aglomerar, dando origem a protogaláxias.

Ecos do universo primordial. Este mapa de microondas do céu foi criado utilizando-se os dados do satélite COBE ( Cosmic Background Explorer) e mostra minúsculas variaçãoes ( entre o azul e o rosa)  na radiação cósmica, cerca de 300000 anos após o big bang, que podem explicar a origem da "irregularidade" do universo.

O futuro do universo

O universo ainda está se expandindo, mas a quantidade de matéria que ele contém irá deteminar se a expansão continuará indefinidamente ou não. Um possível final para o universo é o chamado big crunch( a grande contração). As galáxias e outras matérias podem estar se afastando, mas seu movimento é restringido por sua mútua atração gravitacional. Se houver matéria suficiente no universo, a gravidade acabará vencendo e começará a puxar novamente as galáxias, fazendo com que o universo experimente um fenômeno oposto ao big bang - o big crunch.

O que acontecerá depois do big crunch é difícil de imaginar. Uma possibilidade é que se forme um novo universo, talvez contendo tipos de partículas completamente diferentes do nosso universo atual. Essa teoria cíclica sugere que o universo pode continuar a expandir a contrair alternadamente.

Entretando, pode não haver matéria suficiente no universo para que ocorra o big crunch. Se for assim, o universo continuaraá a se expandir eternamente. Apesar de isso significar que pode não haver um "fim" do universo, é provável que haja um limite do universo observável. A lei de Hubble afirma que a velocidade do afastamento das galáxias é proporcional à sua distância. Uma galáxia que esteja a uma distância tal que viaje à velocidade da luz não será mais visível, e isso irá, portanto, marcar o limite do universo que podemos ver. O limite do universo observável encontra-se a uma distância entre 11 e 17 bilhões de anos- luz.

Veja abaixo um vídeo super legal do canal Nerdologia, falando sobre muitas coisa que citei aqui.

Fonte: Enciclopédia Compacta de Conhecimentos Gerais, Istoé Guiness, Editora Três, 1995.