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diagrama cor-magnitude
DO NASCIMENTO À MORTE DAS ESTRELAS
Ao longo de séculos, homens e mulheres construíram civilizações, desenvolveram culturas, produziram, registraram e perpetuaram diferentes formas de conhecimento com seus olhares voltados para as estrelas. Com o advento da ciência, nossa conexão com o Universo transformou-se de maneira extraordinária, permitindo-nos agora explorar e investigar esses imensos corpos celestes a distâncias antes inimagináveis. Por meio de diferentes técnicas e instrumentos, a astrofísica não só desvela os mistérios da vida e da morte das estrelas, mas também nos ajuda a compreender nossas origens e a vislumbrar o futuro que o cosmos nos reserva.
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O fascínio pelas estrelas acompanha a história humana desde os primórdios. Ao longo de gerações, diferentes nomenclaturas, histórias e significados passaram a ser atribuídos a estes pequenos pontos brilhantes, que iluminavam a escuridão noturna e guiavam aqueles que os observavam. A partir do desenvolvimento da ciência, da invenção dos telescópios e do trabalho de diferentes astrofísicos(as) ao longo do tempo, passamos a compreender que cada estrela no Universo possui características únicas, que as distinguem das demais. Duas destas propriedades, cor e brilho, se destacam por serem facilmente observadas e medidas a partir da Terra, nos servindo de dados para compreendermos melhor a vida destes astros, de seu nascimento à sua extinção.
Embora pareçam estar perto de nós, nos fazendo companhia a cada anoitecer, as estrelas mais próximas do Sol se encontram a pelo menos 4,2 anos-luz de distância, o equivalente a cerca de 40 trilhões de quilômetros. Observadas a olho nu (sem o uso de instrumentos), todas as estrelas aparentam estar à mesma distância, como se estivessem posicionadas na superfície de uma abóbada de vidro, transparente, conhecida como firmamento. Por desconhecerem que as estrelas localizam-se a diferentes distâncias da Terra, civilizações antigas desconsideravam tal informação ao analisar e classificar a intensidade do brilho apresentado por elas, propriedade conhecida atualmente como magnitude aparente.
O ano-luz é uma unidade de comprimento usada para expressar distâncias astronômicas, equivalente à distância percorrida pela luz em um ano (cerca de 9,46 trilhões de quilômetros).
Um viajante espreita através de uma abertura no firmamento nesta ilustração de autor desconhecido retirada de L'atmosphère: météorologie populaire (1888), de Camille Flammarion.
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Com o avanço tecnológico e científico, os astrofísicos passaram a desenvolver técnicas para calcular a intensidade do brilho das estrelas considerando-se as suas distâncias em relação à Terra. Surge, então, a propriedade denominada de magnitude absoluta, que se refere ao brilho que cada estrela teria se estivesse a uma distância padrão (equivalente a 32,6 anos-luz) de um certo observador. Dessa forma, para se calcular o brilho efetivo de uma certa estrela observada no céu, os astrofísicos passaram a se utilizar de dados relativos à sua magnitude aparente e distância, esta última podendo ser determinada através de diferentes técnicas.
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Exemplificação da técnica de paralaxe estelar.
A paralaxe é um dos métodos mais conhecidos e antigos para se medir grandes distâncias astronômicas, utilizado e aperfeiçoado por diferentes astrônomos(as) desde a Grécia Antiga. À medida que a Terra se movimenta em sua órbita ao redor do Sol, a posição aparente de uma estrela próxima modifica-se em relação às estrelas mais distantes, fenômeno que também pode ser observado no cotidiano. Ao olhar pela janela de um carro em movimento, por exemplo, observamos os objetos mais próximos do veículo, como pedestres e postes de luz, moverem-se mais depressa que as casas e árvores mais ao fundo. Substitua as casas, os postes, as árvores e os pedestres por gigantescas estrelas e iremos observar o mesmo efeito.
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Através de dados obtidos de observatórios terrestres e telescópios no espaço, astrofísicos(as) se utilizam deste fenômeno para determinar a distância de diferentes astros nas proximidades da nossa galáxia e para além de suas fronteiras. A Astrometria (ou astronomia de posição) é o ramo da Astronomia que lida com a medida precisa da posição das estrelas e de outros corpos celestes no Universo, assim como de suas distâncias e seus movimentos. Atuante neste campo de pesquisa, o astrofísico brasileiro Dario Nepomuceno da Silva Neto tem se utilizado da paralaxe e outras técnicas mais modernas para investigar e prever a ocorrência de ocultações estelares, determinar as características de posição e movimento de satélites naturais do Sistema Solar e de planetas mais distantes.
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Assim como a distância e o brilho, as cores se apresentam como outra característica notável das estrelas no Universo. Ao olhar para o céu noturno a olho nu, é possível observar estrelas vermelhas, alaranjadas, amarelas, brancas e branco-azuladas, cores determinadas devido às diferentes temperaturas das camadas mais externas desses astros.
Ao analisar as frequências e intensidades das ondas eletromagnéticas emitidas por uma estrela, que formam o seu espectro (cor), através do uso de uma técnica conhecida como espectroscopia estelar, um grupo de astrônomas criaram, no final do século XIX, o sistema de classificação estelar mais utilizado até hoje.
Estrelas amarelas, como o Sol, que apresentam temperaturas por volta de 6.000 K (ou 5.727 ºC), são mais quentes do que estrelas avermelhadas, como a gigante Aldebaran. As estrelas azuladas são as mais quentes, tendo na sua superfície temperaturas de 10.000 a 30.000 K (ou 2.9727 ºC).
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Ao associar o brilho de diferentes estrelas com a temperatura de suas superfícies, os astrofísicos Ejnar Hertzsprung (1873-1967) e Henry Norris Russell (1877-1957) identificaram, em 1911 e 1913, respectivamente, que estrelas de uma mesma coloração poderiam apresentar magnitudes absolutas distintas. O trabalho destes cientistas, realizado de forma independente entre si, resultou no que hoje conhecemos como diagramas Hertzsprung-Russell (H-R) ou diagramas Cor-Magnitude (DCM). Trata-se de um gráfico através do qual é possível identificar a relação existente entre a magnitude absoluta e cor ou temperatura superficial de diferentes estrelas.
Seguindo o eixo vertical do diagrama, as estrelas representadas na parte superior apresentam maior brilho do que as encontradas na parte inferior. Seguindo o eixo horizontal, as estrelas mais frias encontram-se na parte direita do diagrama, enquanto as estrelas mais quentes estão na parte esquerda.
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É possível observar que as estrelas não se distribuem igualmente no DCM, mas se concentram em algumas partes específicas, que nos revelam, além de suas características, as etapas da vida em que se encontram. A maioria delas está situada ao longo de uma estreita faixa na diagonal, que parte da extremidade superior esquerda até a extremidade inferior direita, conhecida como Sequência Principal. O Sol e cerca de 90% das estrelas próximas ao sistema solar encontram-se nesta categoria, que representa a fase evolutiva em que a maioria das estrelas no Universo pertencem. O número de estrelas da sequência principal decresce com o aumento da temperatura da superfície, o que torna as estrelas da extremidade inferior direita (frias e pouco brilhantes) mais comuns do que as que se encontram na extremidade superior esquerda (quentes e muito brilhantes).Além da Sequência Principal, outra região do DCM que reúne uma quantidade significativa de estrelas está localizada na parte superior direita do diagrama, constituída por estrelas extremamente frias e brilhantes. São chamadas de Gigantes devido ao tamanho elevado que apresentam, com raios tipicamente 10 a 100 vezes maiores do que o raio do Sol e temperaturas de superfície entre 2.000 e 20.000 K. Os membros mais frios desta classe de estrelas, como Aldebaran e Arcturus, são frequentemente chamados de Gigantes Vermelhas, em alusão a sua aparência avermelhada. Algumas estrelas, como Betelgeuse e Antares, são consideradas ainda maiores e mais brilhantes, sendo chamadas de Supergigantes, podendo apresentar raio 1.000 vezes superior ao raio solar.
Na parte inferior do DCM, é possível observar um último agrupamento de estrelas que, conforme indiciado por sua localização no diagrama, apresentam altas temperaturas e pouco brilho. São chamadas de Anãs Brancas devido ao seu pequeno tamanho, próximo ao da Terra, e podem ser vistas apenas com a ajuda de telescópios. Embora presentes no DCM, caracterizam-se como remanescentes estelares, sendo produto final da evolução da vida de estrelas que apresentam massas de até 10 vezes maiores que a massa solar.
O DCM constitui-se enquanto uma ferramenta extremamente útil à astrofísica e aos astrofísicos, facilitando a compreensão das relações existentes entre diferentes características das estrelas, como sua coloração, temperatura e magnitude. Além disso, através da sua utilização é possível identificar “traços evolutivos” das estrelas, ou seja, as diferentes fases que elas percorrem ao longo de suas vidas, desde o seu nascimento até o momento de sua morte.
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Além da Sequência Principal, outra região do DCM que reúne uma quantidade significativa de estrelas está localizada na parte superior direita do diagrama, constituída por estrelas extremamente frias e brilhantes. São chamadas de Gigantes devido ao tamanho elevado que apresentam, com raios tipicamente 10 a 100 vezes maiores do que o raio do Sol e temperaturas de superfície entre 2.000 e 20.000 K. Os membros mais frios desta classe de estrelas, como Aldebaran e Arcturus, são frequentemente chamados de Gigantes Vermelhas, em alusão a sua aparência avermelhada. Algumas estrelas, como Betelgeuse e Antares, são consideradas ainda maiores e mais brilhantes, sendo chamadas de Supergigantes, podendo apresentar raio 1.000 vezes superior ao raio solar.
Na parte inferior do DCM, é possível observar um último agrupamento de estrelas que, conforme indiciado por sua localização no diagrama, apresentam altas temperaturas e pouco brilho. São chamadas de Anãs Brancas devido ao seu pequeno tamanho, próximo ao da Terra, e podem ser vistas apenas com a ajuda de telescópios. Embora presentes no DCM, caracterizam-se como remanescentes estelares, sendo produto final da evolução da vida de estrelas que apresentam massas de até 10 vezes maiores que a massa solar.
O DCM constitui-se enquanto uma ferramenta extremamente útil à astrofísica e aos astrofísicos, facilitando a compreensão das relações existentes entre diferentes características das estrelas, como sua coloração, temperatura e magnitude. Além disso, através da sua utilização é possível identificar “traços evolutivos” das estrelas, ou seja, as diferentes fases que elas percorrem ao longo de suas vidas, desde o seu nascimento até o momento de sua morte.
