As estrelas

O nascimento de uma estrela

O que são estrelas? Imaginemos que o universo seja um espaço com nuvens de matéria em movimento aleatório. Obedecendo à lei da gravidade, esta matéria, disposta irregularmente, começa a se concentrar. À medida que um corpo gasoso de massa crescente vai se formando, o campo gravitacional também cresce. O momento angular das partículas, que se concentram, começa a gerar um vórtice girando este corpo gasoso. Quanto maior a massa, maior o seu campo gravitacional, quanto maior a campo gravitacional mais matéria é atraída, quanto mais matéria, mais massa teremos, aumentando o campo gravitacional. A rotação crescente gera campos elétricos e magnéticos que fazem revolver a massa gasosa. Quando termina este círculo vicioso? Só o atrito entre as partículas pode tentar contrariar a gravidade, aumentando a pressão. Enquanto pouco denso, o corpo vai aceitando mais matéria, mas a temperatura vai aumentando. Quando o limite do esmagamento das particulas ocorre e a temperatura já está a milhares de graus, a matéria se decompõe: é o plasma. O núcleo atômico é quebrado e partículas sub-atômicas são liberadas. Começa uma reação nuclear. O hidrogênio começa a se transformar principalmente em hélio, e quantidades enormes de energia são liberadas. Quantidades pequenas de outros elementos mais pesados e não reativos são formados ao mesmo tempo e vão se acumulando no núcleo da estrela. A tremenda reação libera uma grande quantidade de radiação que empurra para fora, contra a gravidade, a grande massa de gás que convergia para o centro. Na luta destas duas forças gigantescas começa a busca de um ponto de equilíbrio. Nasceu uma estrela.

Sabemos que o elemento mais abundante no espaço é a molécula mais simples, composta por dois átomos de hidrogênio. Estrelas formadas desta maneira foram chamadas de População I. Foi olhando para o Sol que o homem pôde vislumbrar a energia nuclear gerada pela fusão do átomo de hidrogênio e construiu a sua bomba atômica. Até hoje, milhares de cientistas tentam domar esta energia.

Dependendo da quantidade de matéria disponível, este fenômeno pode ocorrer de formas variadas. Se a massa for insuficiente, um estrela pode nunca chegar à ignição. Alguns cientistas consideram Júpiter, nosso maior planeta gasoso, como uma estrela que estabilizou antes da ignição atômica por falta de massa, uma anã negra.
Uma massa pequena pode gerar uma anã marrom , com um brilho só detectável na faixa do infra-vermelho. Algumas estrelas conhecidas, têm apenas 7% da massa do Sol, o que nos dá um parâmetro para calcular a massa mínima necessária para a igniçao de uma estrela. Recentemente (mar-2004) foi descoberta uma estrela pouco maior que Júpiter e com apenas 96 vezes a sua massa. Em compensação, ainda não conhecemos o limite superior desta escala. O limite teórico é de 150 massas solares, conhecido como limite de Eddington. Apesar disso já foi encontrada uma estrela com 265 massas solares. Massas maiores gerariam uma grande instabilidade e a estrela implodiria, gerando o que chamamos de "buraco negro", e não permitiria que a radiação saia para que tomemos conhecimento delas.

Estrelas mais massivas têm uma reação mais violenta e brilham com mais intensidade, em compensação, queimam seu combustível mais depressa. Estima-se que o tempo de vida de uma estrela possa variar entre 100 000 e 50 000 000 000 de anos. Nosso Sol, pelos nosso calculos, é uma estrela bastante estável e deve durar 12 000 000 000 de anos, e já está quase na metade da sua vida. Isto indica que ele deve apagar dentro de 7 000 000 000 de anos, ou sejam, 7 aeons. Aeon é uma palavra grega para muito tempo, "o tempo de uma vida", na astronomia tem o significado de uma quantidade de tempo enorme, incomensurável, mas que atualmente tem sido usada como algo em torno de um bilhão de anos.

Alguns astrônomos dedicam a sua vida a estudar e classificar as estrêlas. Baseados no que acontece no Sol, a estrela mais próxima, que é quase um laboratório no nosso quintal, tentam descobrir o que acontece nas estrelas distantes. O que vemos no céu é um retrato do passado, já que a luz leva muito tempo para chegar a nós, vindo de estrelas distantes. Assim podemos observar vários estágios da evolução de estrelas, dependendo da distância que está de nós.

Acreditava-se que o brilho de uma estrela estivesse diretamente ligado à sua temperatura, que por sua vez estaria ligada à intensidade da raia do hidrogênio em seu espectro (linhas de Balmer). Assim, numa primeira tentativa, as estrelas foram classificadas em tipos A, B, C, etc. em ordem decrescente de sua suposta temperatura. As mais quentes têm um brilho azulado, enquanto as mais frias são avermelhadas. Mas esta classificação durou pouco. Com o uso do espectrômetro e analisando as raias de outros elementos, verificou-se que as temperaturas reais não batiam com as esperadas. Para não perder o trabalho já feito, a ordem foi mudada para O, B, A, F, G, K, M, R ,N e S, que permanece até hoje. Alguns dos tipos anteriores desapareceram e foram reclassificados. Subdivisões foram feitas em seguida para melhor definir o tipo, assim podemos ter subclasses B0, B2, B5, K5, etc. onde B2 é mais quente que B5, mas mais fria que B0.

A grande maioria das estrelas se parece com o nosso Sol, com a massa variando em torno de 1 massa solar. Seu comportamento é bem estável, e sua vida relativamente longa. Mas existem estrelas com temperaturas muito diferentes com o mesmo brilho. Uma estrela pequena com alta temperatura e uma estrela grande com baixa temperatura podem ter o mesmo brilho, devido à grande direrença de área irradiante. Mas será que o brilho de uma estrela é constante durante toda a sua vida? É de se esperar que o brilho vá decaindo durante a queima de suas reservas. Pelo tamanho, elas foram classificadas :

Hertzsprung e Russel juntaram estas informações em um gráfico logarítmico, brilho x tipo espectral. Neste gráfico plotaram todas as estrelas já classificadas e observaram que elas se dividiram em grupos. Estes grupos se separavam por classe de luminosidade.

Deste modo pudemos constatar que existe uma faixa a que chamamos seqüencia principal onde está a maioria das estrelas, inclusive o Sol (Classe V). A seqüencia principal inicia acima à esquerda com as gigantes brancas (Classe II), e termina embaixo, à direita com as anãs vermelhas (Classe V).
Outro grupo grande é o das estrelas de grande brilho e baixa temperatura, foram chamadas de gigantes vermelhas (Classe II).
Um pouco acima, na faixa de entre 5 000ºC e 7 000ºC aparecem as supergigantes (Classe I).
Embaixo, no centro estão as anãs brancas (Classe V).
Deste modo, o Sol é classificado como G2 V.
Caph - b Cassiopeiae é especificada por F2 IV, onde F2 é o tipo espectral e IV significa que é uma subgigante.

Esta distribuição nos mostra que durante sua vida,a estrela deve estar na seqüencia principal. À medida que seu combustível vai se exaurindo, as gigantes bancas tendem a se tornar anãs vermelhas, perdendo massa e brilho. As estrelas dos outros grupos devem estar sofrendo cataclismas do início ou do final da existência, ou de casos particulares de comportamento. As estrelas vão, em alguma época, passar a fazer parte da seqüencia principal, e após consumirem seu combustível, saem desta faixa e se enquadram em um dos outros grupos, dependendo da sua massa.

As estrelas múltiplas

Mas o brilho de uma estrela é estável? O brilho não pode variar? Nos registros históricos, curiosamente ninguém cita esta possibilidade. A idéia de um céu perfeito, a morada dos deuses, deve ter contribuído para essa omissão.
Mas os homens já haviam notado alguns comportamentos estranhos. Porque Algol, beta Persei, tem este nome? Algol em árabe significa "fantasma" ou "demônio". Alguma coisa errada deveria haver para que ela fosse nomeada assim.
O astrônomo inglês John Goodricke (1764-1786) estudou o comportamento de Algol e sugeriu que alguma coisa pudesse estar eclipsando a estrela, mas não foi levado a sério. Hoje sabemos que este fato não é só é verdade, mas muito comum! Existe uma grande quantidade de estrelas múltiplas, e que durante sua órbita, eclipsam, total ou parcialmente suas companheiras. Estas estrelas são classificadas como variáveis eclipsantes . Durante o processo de formação da estrela, o momento angular pode ser tão grande que afasta as massas, que vão se concentrar em pontos diferentes, formando várias estrelas que orbitam um centro de massa comum.

Se o plano da órbita estiver alinhado com a nossa posição ocorrerão eclipses. Com o advento do fotômetro, a curva de brilho destas estrêlas foi levantada, e analizando seu comportamento, podemos confirmar estes eclipses, com intervalos de tempo muito precisos. Os períodos são bastante variáveis: o de WZ Sagitae é de 80 minutos, e Aurigae leva quase 10 000 dias e o de BM Eridani pode chegar a 20 000 anos.

Muitas das estrelas que conhecemos são duplas ou múltiplas, mas apenas uma parcela delas pode ser vista: são as chamadas duplas visuais . Algumas podem ser detetadas devido ao movimento orbital em torno de uma estrela invisível, o que gera um ligeiro deslocamento da estrela em relação às estrelas do fundo, são chamadas de duplas astrométricas . Mas a maioria da estrelas está tão longe, que nossos telescópios não conseguem separá-las. Para solucionar este problema dispomos dos espectroscópios, que, analizando sua luz, produz raias múltiplas, confirmando a existência de duas ou mais estrelas: são as duplas espectográficas . Devido ao grande interêsse que despertam, são sempre identificadas nas cartas celestes.

As estrelas variáveis

Mas serão as estrelas estáveis? Dificilmente uma reação tão complexa poderia se estabilizar completamente. Mesmo o Sol, considerado bastante estável, tem variações na atividade, notadas pelo número de manchas, pela interferência nos nossos sistemas eletrônicos e pelas auroras polares. Enquanto iniciando a sua vida, uma estrela contrapõe a força da gravidade com a pressão dos gases e a pressão da radiação do seu interior, oscilando em torno do ponto de equilíbrio. Assim seu brilho deve variar. Usando o fotômetro, estas variações foram medidas, mas a curva levantada de algumas estrelas é completamente irregular, não seguindo um padrão definido, mas alternando maxímos e mínimos com ciclos repetitivos. Nestas estrelas, a pressão da radiação é forte bastante para expulsar a matéria com um repentino aumento do brilho, o que reduz a reação no núcleo. A gravidade faz esta matéria retornar, comprimindo o núcleo e intensificando a reação que de novo expulsa a matéria. Esta é uma variável verdadeira. Uma variável pulsante . A estrela mais famosa deste tipo é Mira a "maravilhosa" na constelação de Cetus, a Baleia. Mira Ceti foi descoberta pelo padre David Fabricius em 1596. Seu brilho varia aproximadamente entre entre a 2ª e a 10ª magnitude, num período médio de 331 dias.

No Sol, estas erupções praticamente não alteram o brilho, mas numa estrela vermelha, esta variação é notável. Como os períodos variam de maneira irregular, as estrelas variáveis pulsantes foram divididas por suas características.

As mais regulares são as Cefeidas , assim chamadas por acompanharem o padrão de d Cephei. O período das Cefeidas gira em torno de 1 a 20 dias. Estas estrelas foram estudadas por Henrieta Swan Leavit (1868-1921), que levantou centenas delas na Pequena Nuvem de Magalhães e relacionou o seu tamanho com o período. Estas estrelas se tornaram fundamentais na determinação da distância das Nuvens de Magalhães, dos braços espirais da Via Láctea, e posteriormente, das galáxias vizinhas.

Um segundo tipo segue o padrão RR Lirae, uma gigante vermelha, que oscila com períodos mais curtos, desde algumas horas a alguns dias. Estas estrelas também auxiliaram na determinação de distâncias.

Algumas variáveis pulsantes são classificadas como semi-regulares.
Alguns exemplos são Antares - a Scorpii, Betelgeuse - a Orionis e Ras Algethi - a Herculis.
Seus períodos oscilam em torno de 2 000 dias.

As mais irregulares são as anãs vermelhas, como UV Ceti. Chamamos a estas estrelas de variáveis eruptivas . As erupções destas estrelas são tão curtas, e seu brilho é tão fraco, que demoraram a ser identificadas.
Mas chegam a aumentar 250 vezes seu brilho em poucos minutos.

O trabalho de medição e levantamento das curvas das estrelas variáveis continua sendo feito para aumentar a massa de dados que podem contribuir para um melhor entendimento dos processos de formação, vida e morte das estrelas.

A morte de uma estrela

Depois de um período de tempo que durou aeons, uma estrela da sequencia principal começa a se extinguir. A maneira como terminará, também é definida por sua massa. Uma estrela com massa pequena, de até 10 vezes a massa do Sol, terá durado cerca de 15 a 50 aeons até consumir todo seu hidrogênio, tornando-se uma anã vermelha. Seu núcleo se contrai e as camadas externas são expulsas pela radiação gerada transformando-a em uma gigante vermelha e fria. A matéria expulsa forma uma nebulosa planetária que se expandirá rapidamente espalhando-se e o núcleo esfriará, tornando-se uma anã branca .

Eventualmente, em um sistema múltiplo, seu núcleo massivo poderá atrair e roubar matéria de suas vizinhas. Quando esta matéria atinge o núcleo, pode gerar explosões violentas, de alto brilho e curta duração, que conhecemos como Novae . Novae é o plural de Nova , a palavra latina para uma suposta nova estrela, que aparece no céu, mas na realidade marca o seu fim.

Uma estrela com massa de 10 a 25 vezes a massa do Sol, passa pelos mesmos estágios, mas em vez de se tornar em gigante vermelha, se tornará uma supergigante, a concentração de seu núcleo gerará uma supernova , uma explosão terrível que destruirá completamente a estrela, lançando ao espaço todos os elementos pesados concentrados em seu núcleo, restanto apenas neutrons. O brilho de uma supernova pode ser maior que o brilho de bilhões de estrelas. Poderá ofuscar uma galáxia inteira como aconteceu com a galáxia de Andromeda em 1885.
Esta explosão tem tudo a ver conosco. Nosso planeta e nossos corpos são formados por estes elementos forjados no interior de supernovas que explodiram num passado remoto. M 1, a Nebulosa do Caranguejo (NGC 1942) em Taurus, é o exemplo típico desta ocorrência, registrada pelos chineses em 1054.

Se a massa da estrela for de quatro vezes a massa do Sol, o núcleo da supernova encolherá até se tranformar em uma estrela de nêutrons , um compacto corpo de densidade altíssima. O momento angular desta enorme massa, reduzida a dimensões em torno de 20 km, aumentará a rotação do núcleo a uma velocidade alucinante, da ordem de uma rotação por segundo. Estas estrelas são muito pequenas para serem vistas, mas sua perturbação gravitacional sobre as estrelas vizinhas pode ser observada. Quando este núcleo emite radio frequencias, é detetado pelos radio-telescópios como um farol piscante e recebe o nome de pulsar .

Algumas estrelas de neutrons têm companheiras num sistema binário, e roubando matéria desta estrela, torna-se uma fonte de raios-X binária . Telescópios especiais colocados em órbita estão localizando e cadastrando estas estrelas.

Recentemente um novo tipo de estrelas de neutrons foi detetada. Estas estrelas conhecidas como pulsars de raios-X anômalos, têm desafiado nossos cientistas desde sua descoberta em 1982. Com a recente confirmação pela sonda Rossi Explorer, lançada em 1995 pela NASA, da presença de um campo magnético trilhões de vezes maior que o do Sol elas foram chamadas magnetars .

Se a massa da estrela for maior que vinte e cinco massas solares, o colapso é inevitável. Um fenômeno explicado pela teoria geral da relatividade desenvolvida por Albert Einsten em 1917 ocorre. A concentração de massa torna-se tão grande, que a velocidade de escape fica maior que a velocidade da luz. A estrela se transforma em um buraco negro .
O espaço-tempo é deformado e nada pode ser visto além de um limite, conhecido como horizonte de eventos. Alguns dos maiores cientistas da atualidade estão tentando desenvolver um modelo matemático para explicar o que acontece além deste horizonte. Como não podemos vê-los, os buracos negros continuam existindo como hipóteses não confirmadas. Mas alguns candidatos já foram localizados, pelos efeitos de "lente gravitacional" ou pela perturbação gravitacional sobre outros corpos.

14-mar-2004