2.1_Astrofísica_Geral

7/22/2019 2.1_Astrofísica_Geral

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Astrofísica Geral - um resumo

Para aqueles que não possuem conhecimentos sobre astrofísica pode se tornar um pouco difícil acompanharo segundo módulo do nosso curso de Cosmologia. Nele trataremos do conteúdo de matéria do universo ouseja, as estrelas, a sua associação em galáxias e a reunião destas galáxias em aglomerados de galáxias.

Para descrever este conteúdo de matéria precisamos citar alguns conceitos básicos de astrofísic assim comoalgumas propriedades das estrelas. Neste resumo seremos bastante esquemáticos quanto a esses conceitosciando apenas aqueles que julgamos indispensáveis ao nosso trabalho posterior.

Unidades de distância

ano-luz

Um ano-luz é a distância que a luz viaja em um ano no vácuo. Sua abreviação é a . l ..

Para obter o valor de um ano-luz você deve multiplicar o número de segundos que existem em um ano pelovalor exato da velocidade da luz no vácuo, que é 299792458 metros por segundo.

Um ano-luz equivale a 9460530000000 km, o que é, aproximadamente, 9500 bilhões de quilômetros!

Usando a notação científica podemos escrever que 1 ano-luz = 9,46053 x 1012 km.

Comumente aproximamos o resultado dizendo que um ano-luz é equivalente a 1013 km.

Importante: o ano-luz é unidades de medida de distância e não de tempo.

"Viajamos 250 anos-luz." certo

"Viajamos durante 250 anos-luz." ERRADO

A estrela mais próxima de nós (não considerando o Sol) está a uma distância de 4,2 anos-luz.

parsec

Para medir distâncias às estrelas mais distantes os astrônomos usam, frequentemente, uma unidade demedida ainda maior do que o ano-luz e que tem o nome de parsec. Sua abreviação é pc.

O parsec é definido como a distância na qual um objeto celeste, como por exemplo uma estrela, teria umaparalaxe de um segundo de arco (mais tarde definiremos o que é paralaxe. No momento preocupe-seapenas com os valores numéricos definidos). O parsec corresponde a 3,26 anos-luz. Isto significa que umparsec = 3,085678 x 1013 km = 3,08 x 1018 cm.



Usamos bastante dois múltiplos do parsec:1 kiloparsec = 1 kpc = 1000 parsecs = 103 pc1 megaparsec = 1 Mpc = 1 milhão de parsecs = 106 pc

Resumindo os valores das unidades de distância dadas acima vemos que:

ano-luz parsec

ano-luz = 1 0,3066

parsec = 3,26 1

A radiação eletromagnética

A luz emitida pelas estrelas é parte daquilo que chamamos de radiação eletromagnética. Como veremosmais tarde, essa radiação possui as características de uma onda e, para entendê-la precisamos definiralgumas grandezas básicas do tipo de movimento característico das ondas, o movimento ondulatório.

Caracterizamos uma onda, qualquer que seja a sua origem, pelo seu:

• comprimento de onda: que é a distância entre os máximos de uma onda.

• freqüência: que é o número de máximos da onda que passam por segundo por um determinadoponto.

propriedade símbolo unidade de medida

freqüência Hertz (Hz) = ciclos/segundo

comprimento de onda

centímetro (cm)

ou Ångstroms (Å) = 10-8 cmou nanometros (nm) = 10-9 m = 10-7 cm = 10Å

A freqüência e o comprimento de onda caracterizam qualquer onda existente, seja ela uma onda nomar, uma onda sonora ou uma onda eletromagnética. Algumas propriedades são comuns a todas asondas como, por exemplo, o fato de que todas elas transportam energia. No entanto, outraspropriedades farão a distinção entre os diversos tipos de onda que conhecemos na natureza. Porexemplo, as ondas sonoras precisam de um meio para se propagar enquanto que as ondaseletromagnéticas são capazes de se propagar em qualquer meio material e até mesmo no vácuo.

Em meados do século XIX o físico e matemático escocês James Clerk Maxwell mostrou que todos osfenômenos elétrico e magnéticos podiam ser descritos por um conjunto básico de apenas quatro

equações. Essas equações mostravam que a força elétrica e a força magnética eram apenas duasmanifestações diferentes de um único fenômeno físico que hoje conhecemos como eletromagnetismo.

Combinando suas equações, Maxwell mostrou que os campos elétrico e magnético propagavam-seatravés do espaço sob a forma de ondas. O conjunto formado pelas ondas de campo elétrico emagnético que se propagam acopladas no espaço passou a ser conhecido como ondaeletromagnética. Ele também verificou que as ondas eletromagnéticas se deslocavam no espaço auma velocidade de 3 x 108 metros por segundo, um valor semelhante àquele medido para a velocidadeda luz. Dessa forma Maxwell mostrou que as equações que descreviam o eletromagnetismo traziamdentro delas o conceito de luz.



A partir do momento em que a luz passou a ser entendida como um fenômeno que envolve os camposelétrico e magnético, verificou-se que ela era uma forma de radiação eletromagnética. Desse modo, hojedizemos que, segundo os conceitos da teoria ondulatória, a luz é uma forma de radiação criada por camposelétrico e magnético que oscilam perpendicularmente um ao outro à medida que se propagam pelo espaço.No entanto, precisamos ter em mente que a luz visível é apenas uma pequena parte da radiaçãoeletromagnética. Faltava muito ainda para que os cientistas soubessem realmente o que era a radiaçãoeletromagnética.

Os comprimentos de onda da luz visível são muito pequenos, aproximadamente do tamanho de umabactéria. Por esse motivo eles usualmente não são medidos em metros mas em bilionésimos de metros, umaunidade chamada nanometro e que é abreviada como nm. O comprimento de onda da luz vermelha temcerca de 7 x 10-7 metro ou seja 700 nanometros. A luz violeta por sua vez tem o comprimento de onda de 4x 10-7 metro ou 400 nanometro.

A tabela abaixo mostra os comprimentos de onda das cores primárias nas três unidades usadas para medí-los. A equivalência entre as cores e os valores de comprimento de onda são apenas aproximados.

comprimento de onda

cor nanometro(nm)

micrometrom)

Ångstrom(Å)

vermelho 700 0,70 7000

amarelo 580 0,58 5800

azul 480 0,48 4800

violeta 400 0,40 4000

Os tipos de espectros

As leis da espectroscopia

Por volta dos anos de 1860, Kirchhoff e Bunsen já haviam realizado um número suficientemente grandede análises espectrais. O conhecimento acumulado sobre as linhas espectrais já era suficiente a pontode permitir que Kirchhoff formulasse três importantes enunciados sobre espectros que hoje sãochamados de leis de Kirchhoff .



1a lei

• um corpo opaco e quente, produz um espectro contínuo.• o corpo opaco e quente pode ser um sólido, um líquido ou um gás altamente

comprimido, e portanto denso.• o espectro contínuo é um verdadeiro "arco-íris", um conjunto completo de cores

sem qualquer linha espectral traçada sobre ele.

2a lei

• um gás transparente, quente, produz um espectro onde uma série de linhasespectrais brilhantes estão traçadas contra o fundo escuro.

• a este espectro damos o nome de espectro de linhas de emissão.• o número e as cores destas linhas depende de quais os elementos que estão

presentes no gás.

3a lei

• se colocamos um gás transparente e frio na frente de uma fonte de espectrocontínuo, o gás mais frio provoca o aparecimento de uma série de linhas escurasriscadas entre as cores do espectro contínuo.

• a este espectro damos o nome de espectro de linhas de absorção.• as cores e o número das linhas de absorção depende dos elementos presentes no

gás frio.

É muito importante notar que as linhas brilhantes que aparecem em um espectro de emissão ocorremexatamente nos mesmos comprimentos de onda que as linhas escuras no seu espectro de absorção. Dizendode um modo mais físico,

As linhas absorvidas por um gás a partir de um espectro contínuo são as mesmas linhasemitidas por este mesmo gás quando fornecemos energia a ele.

É a temperatura relativa entre a nuvem de gás e o seu fundo que determina qual o espectro que é

observado. As linhas de absorção são vistas se o fundo é mais quente do que o gás e as linhas deemissão são vistas se o fundo é mais frio do que o gás. Ambas podem ser usadas para determinar acomposição química do gás.

A figura abaixo mostra, comparativamente, vários espectros. Inicialmente note que os comprimentos deonda mais curtos estão à esquerda e eles crescem à medida que vamos para o lado direito. Isto querdizer que na esquerda temos maiores freqüências e, portanto, maiores energias. De cima para baixo, aprimeira imagem é o espectro contínuo emitido por um sólido aquecido. Em seguida mostramos oespectro de absorção do Sol, onde apenas as linhas mais fortes são indicadas, juntamente com oselementos que as produzem. Note que as linhas são traços escuros sobre um espectro contínuo. Maistarde explicaremos por que razão o espectro de uma estrela é dessa forma. Em seguida mostramos osespectros de emissão de diversos elementos tais como o sódio (Na), hidrogênio (H), cálcio (Ca),mercúrio (Hg) e neônio (Ne). Muito importante é notar que as linhas de emissão que aparecem nestesespectros se alinham perfeitamente com as linhas de absorção correspondentes que estão assinaladasno espectro de absorção do Sol. Isto é uma prova de que as linhas de emissão e de absorçãocorrespondentes têm o mesmo comprimento de onda.



Tipos de espectros

Espectro contínuo

O espectro contínuo é mostrado na figura abaixo.



Espectro de emissão

A figura mostra como é formado um espectro de emissão.

Espectro de absorção

Este é o processo de formação de um espectro de absorção.



que faz uma estrela ter um espectro com linhas?

A astrofísica considera que as estrela são, aproximadamente, "corpos negros". Conseqüentemente, seuespectro deve ser o de um "corpo negro" ou seja, um espectro contínuo. Este espectro contínuo deradiação, ou continuum, é produzido nas regiões mais profundas da atmosfera da estrela onde os gasessão densos e quentes.

Então porque os astrônomos estavam observando linhas de absorção no espectro estelar?

Sabemos que, de acordo com a terceira lei de Kirchhoff, as linhas de absorção são observadas quando oespectro de um objeto brilhante, quente, é visto após atravessar um gás frio. Como isso podia acontecer emuma "bola de gás"com temperaturas tão altas?

O fato é que à medida que a radiação produzida pela estrela se move para fora dela obrigatoriamente elaterá que passar através das camadas menos densas, e mais frias, da atmosfera superior da estrela. Nestascamadas, os átomos absorvem radiação em comprimentos de onda específicos, produzindo, por conseguinte,as linhas espectrais de absorção que os astrônomos observam.

Temos aqui exatamente o mesmo fenômeno já descrito ao falarmos sobre a formação de espectros comlinhas de absorção: uma fonte quente (o interior da estrela) emite um espectro contínuo e esta radiação éobrigada a passar por um gás de temperatura mais baixa (a atmosfera da estrela), onde as linhas sãoformadas.

Os espectros estelares

Quando você é apresentado a um conjunto de espectros estelares, a primeira sensação é que se trata dealgo muito confuso. Alguns mostram as linhas de Balmer do hidrogênio (H) de uma maneira proeminente.Outros espectros exibem várias linhas de absorção de cálcio (Ca) e ferro (Fe). Outros ainda são dominadospor grandes características de absorção causadas por moléculas tais como a do óxido de titânio (TiO).

Para lidar com esta diversidade, os astrônomos reuniram espectros de aparência similar em classesespectrais.Como já vimos, este trabalho pioneiro foi realizado, no início do século XX, por um grupo de astrônomos soba supervisão de Edward C. Pickering no Harvard College Observatory. Foram eles que iniciaram ummonumental projeto de examinar os espectros já obtidos de milhares de estrelas.O objetivo deles era desenvolver um sistema de classificação espectral no qual todos os aspectos espectrais,e não somente as linhas de Balmer, variavam suavemente de uma classe espectral para a próxima.

A classificação espectral de Harvard

O esquema de classificação desenvolvido pelos pesquisadores de Harvard baseava-se na intensidade devárias linhas de absorção, especialmente as linhas de Balmer do átomo de hidrogênio.A seqüência de espectros estelares na classificação de Harvard varia como:

O B A F G K M

Segundo esta seqüência espectral as estrelas classificadas como O têm as linhas de Balmer do hidrogêniofracas. Estrelas do tipo A são as que apresentam as linhas de Balmer mais fortes. Nas estrelas classificadascomo F as linhas de Balmer vão diminuindo de intensidade. Esta variação de intensidade nas linhas deabsorção ocorre para todos os elementos químicos de maior abundância nas estrelas, distribuindo-se aolongo da classificação de O a M.Além disso, a seqüência de O até M é também uma seqüência de cores, como mostramos abaixo.



A figura abaixo mostra o esquema básico de classificação estelar. O primeiro espectro corresponde a umaestrela quente, uma estrela classifcada como tipo O. À medida que a temperatura da estrela vai diminuindoseu espectro vai mudando. Veja que as linhas do hidrogênio vão aumentando de intensidade a partir do tipoO até chegar ao seu máximo nas estrelas do tipo A quando então começam a diminuir de novo. Observeatentamente a figura e veja como o espectro muda à medida que vamos das estrelas mais quentes (tipo O)para as mais frias (tipo M).

Subdividindo as classes espectrais

Com o aumento da quantidade e da qualidade das observações realizadas as classes espectrais apresentadasacima logo passaram a incluir um número cada vez maior de estrelas. No entanto, uma análise maisdetalhada mostrou que dentro de uma determinada classe espectral os objetos ali classificados diferiam emalguns aspectos bastante nítidos. Consequentemente eles podiam ser agrupados, dentro de cada classeespctral, se fosse elaborada uma classificação mais refinada.

Com base neste fato observacional os astrônomos dividiram cada classe espectral em subclasses que foramnumeradas de 0 a 9.Por exemplo, a classe espectral G passava a ter as subdivisões G0, G1, G2, G3, G4, G5, G6, G7, G8, G9.

Cada uma destas subclasses se caracteriza por mostrar intensidades ligeiramente diferentes de certas linhasde absorção específicas.Ficamos então com uma classificação bem mais detalhada das estrelas e, consequentemente, passou-se ater uma maior facilidade em reconhecer quais os objetos que possuem característica muito semelhantes.

classificação espectral cor

O azul a violeta

B branca a azul

A branca

F amarela a branca

G amarela

K laranja

M vermelha a laranja



Qual a informação que obtemos com o espectro das estrelas?

As variações nas intensidades das linhas de Balmer surgem a partir das colisões que excitam e ionizam osátomos. A quantidade de colisões capaz de ionizar ou excitar um gás depende da temperatura existente noseu interior.Deste modo, cada tipo espectral corresponde a um intervalo restrito de temperaturas da superfície dasestrelas.

Só que não é suficiente analisar as linhas de Balmer. Dependendo da temperatura, outras linhas produzidaspor outros elementos também devem ser analizadas de um modo similar àquele das linhas de Balmer.

Você agora pode sentir a importância da espectroscopia estelar: a observação dos espectros estelaresassociada à compreensão que hoje temos sobre os átomos fornece aos astrônomos informação sobre ascondições físicas existentes nas atmosferas das estrelas.

Alem disso, a análise de linhas espectrais baseada na teoria atômica também fornece informações sobre aabundância dos elementos químicos nas estrelas. É desta forma que sabemos quais são os elementos queformam o nosso Sol.

Mas, cuidado!

É um erro comum acreditar que olhando para a cor de uma estrela podemos classificá-la. Não é bem assim.Na verdade a classificação de uma estrela se dá a partir da análise do seu espectro. Estudando atentamenteas linhas que nele aparecem os astrônomos são capazes de determinar os elementos químicos que aformam, a sua temperatura da superfície e, então a sua cor.Abaixo mostramos uma coleção de espectros de estrelas e sua respectiva classificação espectral.



É dessa forma que o astrônomo recebe o espectro da estrela e, analisando esse traçado ele conseguedeterminar, por comparação, a presença dos vários elementos químicos.

Relacionando propriedades das estrelas

Em 1911 o astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung fez um gráfico relacionando a luminosidade dealgumas estrelas observadas com as temperaturas que elas apresentavam. Neste gráfico ficou claro que as

estrelas não se distribuiam uniformemente mas se agrupavam em regiões bem definidas.

Independentemente de Hertzsprung, o astrônomo norte-americano Henry Norris Russelll fez, em 1914, omesmo tipo de trabalho com um outro grupo de estrelas, obtendo o mesmo resultado.

A este tipo de gráfico relacionando a luminosidade de uma estrela com a sua temperatura damos o nome ded i a g r a m a H e r t z s p r u n g - R u s s e l l ou, abreviadamente, d i a g r a m a H - R .

Mostramos abaixo o diagrama Hertzsprung-Russell, ou diagrama H-R.

Basta olhar para o diagrama H-R para notar que ele não é uniformemente populado. Como já dissemos, asestrelas se dispõem, preferencialmente, em certas regiões do diagrama.

A maioria das estrelas estão localizadas ao longo de uma faixa diagonal, encurvada, que domina o diagramaH-R. A esta região damos o nome de s e qüênc i a p r i n c i p a l . As estrelas que estão localizadas nesta regiãosão chamadas de e s t r e l a s d a s e qüênc i a p r i n c i p a l , denominação essa que usaremos muito durante onosso curso.

Entretanto, existem outras regiões do diagrama H-R onde há uma grande concentração de estrelas. Estasregiões abrigam certos tipos de estrelas que recebem a denominação de e s t r e l a s g i g a n t e s , e s t r e l a s



s u p e r g i g a n t e s e e s t r e l a s a n ãs b r a n c a s .

Como compreender o diagrama H-R?

O diagrama H-R é um dos mais importantes recursos para o entendimento do processo de evolução de umaestrela. Vamos olhar cuidadosamente para ele. Veja que no eixo inferior a temperatura está aumentando dadireita para a esquerda. Ao mesmo tempo o eixo vertical do diagrama mostra luminosidades que aumentamà medida que subimos ao longo dele, com todos os valores mostrados como múltiplos da luminosidade do

Sol (isto facilita a comparação das luminosidades).

Observe que as estrelas da seqüência principal aparecem de várias formas. Temos estrelas comtemperaturas baixas, cerca de 3000 K (no canto inferior direito) e estrelas de altíssima temperatura, cercade 25000 K (no canto superior direito). Podemos observar que as estrelas da seqüência principalpraticamente podem ter qualquer temperatura, e correspondente luminosidade, como mostrado pelodiagrama H-R.

No entanto, quando olhamos para os agrupamentos das e s t r e l a s a n ãs b r a n c a s , das e s t r e l a s g i g a n t e s oudas e s t r e la s s u p e r g i g a n t e s no diagrama H-R vemos que elas só são encontradas em intervalos muito maisrestritos de temperatura e luminosidade. Por exemplo, você não verá estrelas anãs brancas 1000 vezes maisluminosas que o Sol. Também não verá estrelas gigantes com temperaturas da ordem de 25000 K.

As estrelas gigantes são estrelas mais frias do que o Sol, embora sejam muito maiores e mais brilhantes doque ele. As estrelas anãs brancas são muito mais quentes do que o Sol, sendo portanto muito mais azuis doque ele. Ao mesmo tempo, as estrelas anãs brancas são menos luminosas do que o Sol e muito pequenas,muito menores que ele.

Por estabelecer uma relação entre a temperatura e a luminosidade de uma estrela o diagrama H-R pode nosrevelar a luminosidade de um objeto que emite radiação térmica:

L ~ R 2T4

Esta equação nos diz que a luminosidade observada de uma estrela é proporcional ao valor de seu raioelevado ao quadrado multiplicado pelo valor de sua temperatura elevada à quarta potência. Além disso elanos dá uma outra informação adicional. Se conhecemos a luminosidade e a temperatura de uma estrela, odiagrama H-R nos fornece uma estimativa do seu raio, como vemos abaixo.



Esquematicamente podemos ver que, em relação ao Sol, as estrelas se distribuem nas regiões mostradasabaixo.

O diagrama H-R e a evolução das estrelas

Uma vez que luminosidade, temperatura e raio são propriedades características de cada estrela, o diagramaH-R, por relacionar estas propriedades, é um dos mais importantes auxiliares do astrônomo. O diagrama H-Restá intimamente ligado ao processo de evolução das estrelas. Ele nos mostra as mudanças que ocorrem àmedida que a estrela evolue.

A maioria das estrelas que conhecemos ficam situadas na região que chamamos de seqüência principal. Arazão para isto é muito simples. As estrelas passam a maior parte de suas vidas realizando a transformaçãode hidrogênio em hélio através dos processos nucleares que ocorrem no seu interior. A seqüência principal éa faixa que congrega todas as estrelas que estão nesta fase de suas vidas. Como este período é o maislongo na vida de uma estrela, é natural que encontremos a maior parte delas localizadas nesta faixa.

Após alguns milhões de anos as estrelas começam a sofrer mudanças essenciais na sua estrutura interna.Essas mudanças se apresentam como variações de tamanho, temperatura, e luminosidade. Quando istoacontece, as estrelas saem da seqüência principal e começam a se deslocar ao longo do diagrama H-R.

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