O CÉU ESTRELADO SOBRE AS NOSSAS CABEÇAS
Quem não se maravilhou com um céu estrelado em noite limpa? Infelizmente, muitos dos que foram criados na cidade. Mas quem como eu nasceu numa aldeia onde não havia corrente eléctrica e a escuridão era total, nunca mais pode esquecer essa maravilha. Todos os povos antigos viram esse espectáculo único e sempre surpreendente, pois mesmo a olho nu se podiam ver objectos maiores e mais pequenas, de cores variadas, apesar da sua pequenez.
Até agora acompanhámos as dificuldades, os esforços, a criatividade e as descobertas que permitiam medir as distâncias a muitas estrelas e galáxias. Só falei dos primeiros momentos mas depois os telescópios foram-se tornando cada vez mais potentes e adquiriram insuspeitadas capacidades de “ler” as estrelas. Assim se foram descobrindo e catalogando estrelas dos mais variados tamanhos, luminosidades, temperaturas e distâncias. Foram observadas na luz visível, mas também em várias “luzes invisíveis”. De tudo isso irei falar, antes de passarmos a uma outra característica fundamental para perceber que o Universo está em expansão: a medição das velocidades das estrelas e das galáxias.
GUINESS DAS ESTRELAS
Antes, porém, num pequeno interregno, vou fazer um mini-Guiness sobre as estrelas.
Como vamos encontrar vários tipos de estrelas, convém ter uma ideia do que isso significa.
Sobre este esquema muito simples e didáctico, só quero acrescentar uma nota sobre as Anãs Pretas. Possivelmente não existe nenhuma no Universo, pois o seu tempo de "formação" é superior à idade do Universo: qualquer coisa como 120 mil milhões de anos enquanto o Universo só tem uns 14 mil milhões!Vão arrefecendo muito lentamente até que se apagam de todo e ficam pretas.
Para os blogonautas mais apressados este esquema chega perfeitamente. Os dois esquemas seguintes dão um número crescente de informações, mas não alteram o essencial.
Aqui não se faz referência às Anãs Castanhas. Porque têm uma massa inferior a metade da do Sol, a sua energia resulta da contracção gravitacional: vão-se contraindo e libertando calor. Como não têm massa suficiente para alcançar a temperatura necessária para transformar Hidrogénio em Hélio, como no Sol, apenas conseguem a fusão nuclear do Deutério em Hélio, mas durante um tempo muito curto. Durante esse tempo, curto, é a reacção nuclear que produz a energia que as faz brilhar.
Finalmente, a história - passada, presente e futura - do nosso querido Sol.
E agora vamos ao GUINESS.
1. DISTÂNCIA
1.1. A estrela mais distante: GRB-090423
Este foi um dos mais violentos "sobressaltos" de raios gama (GRB: Gamma-Ray Burst), detectado em 23.Abril.2009 e presenciado por todo o universo visível. As GRB são as mais potentes fontes de energia até agora conhecidas, com emissões da ordem dos 5 x 10-43 J (1*).
Mais longe do que qualquer galáxia ou objecto conhecido, este GRB tornou-se a mais distante explosão de uma estrela jamais detectada, pois ocorreu quando o Universo tinha apenas 630 milhões de anos de idade. Isto significa que a sua “luz” demorou um pouco mais de 13 mil milhões de anos a chegar até nós. Foi fotografado tanto na banda da “luz” Infravermelha ( IV) como na banda da “luz” dos Raios X (RX).
Uma possibilidade verdadeiramente excitante é que este GRB tenha ocorrido numa estrela das gerações mais primitivas. A sua detecção confirma que estrelas maciças foram nascendo e morrendo num tempo em que o Universo era ainda muito jovem. O GRB-090423 e outros acontecimentos semelhantes fornecem dados únicos sobre uma época relativamente inexplorado do nosso universo, pois dela restam poucos outros objectos suficientemente brilhantes para serem detectados pelos telescópios actuais.
Notícia de última hora
Muito recentemente, o Telescópio Fermi da NASA descobriu duas enorme esferas com diâmetro de 25 000 anos-luz acima e abaixo do centro da nossa Galáxia, que emitem “luz” na banda dos Raios Gama.
Até agora desconhecida, esta estrutura poderia ser o remanescente de um Buraco Negro supermaciço. Mas, de momento, pouco se sabe sobre a sua origem e a sua natureza.
1.2. A estrela mais próxima: PROXIMA CENTAURI
Localização: Constelação de Centauro
Distância: 4,22 anos-luz
Luminosidade: 0.00001 * Sol
Diâmetro: 0.15 * Sol
Massa: 0,12*Sol
Temperatura: 2670 K
Idade: 1 G (mil milhões) anos
Quando era miúdo aprendi que a estrela mais próxima do Sistema Solar era a Alfa de Centauro. Entretanto, como já descrevi num post anterior, esta estrela é uma estrela tripla e, sendo a mais próxima das três, chama-se naturalmente Proxima Centauri.
2. MASSA
2.1. A estrela mais pesada: HIPERGIGANTE R136a1
Localização: Constelação de Dourado
Distância: 165 000 anos-luz
Luminosidade: 10 000 000 * Sol
Diâmetro: 35 * Sol
Massa: 300*Sol
Temperatura: 5300 K
Da esquerda para a direita: uma Anão Vermelha (RD), o Sol, uma Anã Azul (BD) e a R136a1.
Descoberta no enxame R136a (mais conhecido por R136), é a estrela de maior massa conhecida até agora. Actualmente a sua uma massa é cerca de 265 massas solares, mas deveria ter sido 320 vezes maiores a quando do seu nascimento. Este enxame estelar é composto por estrelas jovens, quentes e de grande massa e situa-se no interior da Nebulosa da Tarântula, numa das nossas galáxias vizinhas, a Grande Nuvem de Magalhães.
2.2. A estrela menos pesada: AB DORADUS C
Localização: Constelação de Dourado
Distância: 49 anos-luz
Massa: 0,5*Sol
Idade: 50 000 000 anos
AB Dourado é um sistema múltiplo formado de, pelo menos, 3 estrelas, cuja maior, a A, gira sobre si própria 50 vezes mais rapidamente que o Sol criando um fortíssimo campo magnético. É tão fulgurante que deu o nome ao sistema: Dourado. A estrela C é uma das que possui menor massa – 93 vezes a de Júpiter – perigosamente próxima do limite de 75-80 vezes, abaixo do qual já não pode ser classificada como estrela.
3. VOLUME
3.1. A estrela com maior diâmetro: HIPERGIGANTE VERMELHA VY CANIS MAJORIS
Localização: Constelação de Cão Maior
Distância: 4900 anos-luz
Luminosidade: 450 000 *Sol
Diâmetro: 2100 *Sol
Massa: 20 *Sol
Temperatura: 3000 K
Estimativas do seu diâmetro inicial apontam para cerca de 3 mil raios solares, mas actualmente está reduzida a 2100, pois já perdeu cerca de metade da sua massa. E continua a perdê-la a um ritmo cada vez mais alucinante, pelo que o seu fim será, provavelmente, uma explosão de supernova, dentro de pouco mais de 3000 anos.
As observações mostram arcos e grumos de material à volta da estrela, movendo-se a diferentes velocidades e em diferentes direcções. Isto é consequência de surtos de ejecção de matéria acontecerem a partir de locais diferentes da estrela. Os astrónomos concluíram ainda que o material mais distante da estrela foi ejectado há cerca de 1000 anos, e o material mais próximo da estrela foi ejectado há aproximadamente 50 anos. Repare-se especialmente nos jactos bem definidos na fotografia tirada com luz polarizada.
3.2. A estrela com menor diâmetro: GLIESE229
Localização: Constelação da Lebre (Lepus)
Distância: 18 800 anos-luz
Diâmetro: 0,69 *Sol
Massa: 0,58 *Sol
Temperatura: 3700 K
Em 1994, foi fotografada uma companheira e confirmada em 1995, a Gliese 229b, que orbita à sua volta. Contudo levanta um problema: embora seja demasiado pequena para permitir a fusão nuclear do Hidrogénio (como uma estrela), a sua massa, 20 a 50 vezes a de Júpiter (0,02-0,05 massas solares), é, por outro lado, demasiado grande para ser um planeta. Além disso, a existência de gás Metano como em Júpiter parece apoiar a conclusão de que não se trata de uma estrela.
Assim, tratar-se-ia de um planeta muito maciço, dependendo do modo como se formou: se se condensou, como uma estrela, a partir da poeira interestelar, então é certamente uma Anã Castanha (BD); se cresceu por acreção num disco circum-estelar, então seria um planeta gigante. Por isso, há quem prefira chamar-lhe simplesmente um objecto sub-estelar.
4. DENSIDADE
4.1. A estrela com maior densidade: ESTRELA DE NEUTRÕES RX J1856.5-3754
Localização: Constelação de Corona Australis
Distância: 400 anos-luz
Diâmetro: 14 km
Massa: 0,9*Sol
Temperatura: 434 000 K
Idade: 1 000 000 anos
As estrelas de neutrões são os objectos mais densos que existem. A sua densidade é tão grande que ultrapassa a da própria matéria nuclear, “destruindo” os núcleos dos átomos e convertendo tudo em neutrões.
Tem levantado muitas questões desde que foi descoberto.
Supunha-se inicialmente que estivesse a 200 anos-luz de nós, mas observações posteriores do Chandra RX, em 2002, parecem indicar uma distância dupla, 400 anos-luz. Trata-se de uma estrela de neutrões velha e isolada, que mede apenas 28 km de diâmetro.
Tem-se revelado um poço de mistérios e dificuldades. Embora seja excepcionalmente quente para a sua idade, cerca de 700 000 °C, não revela qualquer actividade, contrariamente a todas as outras conhecidas até agora.
Novas medições mostraram que se move a uma velocidade, que inicialmente se calculou em 100 km/s, mas agora se sabe ser de 200 km/s, demasiado elevada para captar suficiente material interestelar para poder aquecer tanto a sua superfície.
Finalmente observações ópticas mostraram que a estrela está cercada por uma nebulosa em forma de cone, cuja forma é análoga à ondulação causada pela proa de um navio sulcando as águas. Um ponto muito fraco azul perto da ponta do cone é a estrela de neutrões.
A magnitude aparente visual é 100 milhões de vezes mais fraca do que aquilo que pode ser percebido a olho num um céu escuro.
Com a sua densidade, 1015 Kg/m3, uma cabeça de alfinete pesaria quase 1 milhão de toneladas. Esta densidade poderia sugerir que se tratava de uma estrela de quarks (2*). No entanto, análises posteriores mais refinadas do telescópio Chandra RX melhorado e observações do Hubble revelaram que a temperatura da sua superfície é menor, apenas 434 000 graus, e o seu raio é maior, cerca de 14 km, o que a exclui da lista de candidatos a uma estrela de quarks.
4.2. A estrela com menor densidade: HIPERGIGANTE VERMELHA VY CANIS MAJORIS
É a já nossa conhecida VY Canis Majoris. A sua densidade varia entre 0,000005 e 0,000010 kg/m3.
5. TEMPERATURA
5.1. A estrela mais quente: ETA CARINAE
Localização: Constelação de Quilha (Carina)
Distância: 7000 anos-luz
Luminosidade: 5 000 000 *Sol
Diâmetro: 130 *Sol
Massa: 125 *Sol
Temperatura: 38 000 K
Idade: 3 000 000 anos
É um sistema binário que está perdido no meio de poeiras e gases que forma uma nebulosa com o seu nome (NGC 3372), com dimensões 500 vezes maior que o nosso Sistema Solar. O seu aspecto mais marcante é a variação do brilho em várias ordens de magnitude, consequência de um mecanismo que envolve vários detalhes misteriosos.
É a mais luminosa estrela conhecida da nossa Galáxia. Dada a sua instabilidade, alguns pensam que pode explodir numa supernova a qualquer momento! Mas à distância a que se encontra, esta gigantesca explosão não representa qualquer ameaça à vida. Mas que será um espectáculo inolvidável, disso ninguém tenha dúvida.
NÚCLEO DA NGC 2440: A Estrela mais quente?
Localização: Constelação de Popa (Puppis)
Distância: 4000 anos-luz
Luminosidade: 250 *Sol
Temperatura: 200 000 K
Já depois de fazer a minha pesquisa sobre a estrela mais quente, que várias fontes apontavam para Eta Carinae, descobri uma pergunta no APOD Archive na fotografia do dia 30.Nov.1995: NGC 2440 Nucleus: The Hottest Star?
Mais tarde, a interrogação caiu e aí temos uma estrela anónima como a mais quente de todas.
Mais tarde, a interrogação caiu e aí temos uma estrela anónima como a mais quente de todas.
No centro desta nebulosa planetária NGC 2440 vê-se uma das estrelas mais quentes conhecidas, com uma temperatura de superfície de cerca de 200 000 graus, trinta vezes mais quente que o Sol.
Esta nebulosa, chamada Puppis (Popa) fazia originalmente parte de uma constelação austral maior, a do navio da epopeia “Jasão e os Argonautas”, Argo Navis, o Navio Argus, que foi, séculos mais tarde, dividida em três partes, sendo as outras duas a Carina (a quilha e casco) e a Vela (as velas do navio). Puppis (Popa) é a maior das três constelações.
A nebulosa é composta de material expelido por uma estrela do tipo do Sol que está a entrar na sua fase final. Notam-se detalhes de estruturas extremamente complexas em volta da estrela central da nebulosa.
Explicação: apesar desta última informação mantive a Eta Carinae porque aquela imagem composta me deu muito trabalho a fazer ("já nasci cansado!") e portanto merecia ao menos uma publicaçãozinha num qualquer blog perdido do ciberespaço!
Explicação: apesar desta última informação mantive a Eta Carinae porque aquela imagem composta me deu muito trabalho a fazer ("já nasci cansado!") e portanto merecia ao menos uma publicaçãozinha num qualquer blog perdido do ciberespaço!
5.2. A estrela mais fria: ANÃ BRANCA WD 0806-661 B
Estamos habituados a ideia de que as estrelas são muito quentes. No entanto, no início deste ano foi detectada uma estrela à “temperatura ambiente”. Exactamente: 30 ºC!
Localização: Constelação de Peixe Voador (Volans)
Distância: 63 anos-luz
Luminosidade: 2 *Sol
Diâmetro: 0,02 *Sol
Massa: 7 *Júpiter = 965 *Terra
Temperatura: 30 ºC
Idade: 1,5 G.anos
Uma estrela Anã Castanha (B) orbita a sua companheira Anã Branca (A)
Este “objecto”, que orbita uma estrela Anã Branca (WD), tem apenas sete vezes a massa de Júpiter, pelo que deveria, normalmente, ser classificado como planeta. O problema é que os planetas formam-se a partir do disco de gás e poeira que gira em torno das estrelas. Ora o objecto WD 0806-661 B está demasiado longe da sua estrela (2500 vezes a distância da Terra ao Sol) para ser considerado um planeta, caso se tenha formado onde está agora.
Por isso, alguns consideram-no que pode vir a desempenhar o papel de "elo perdido" para revelar o modo como a temperatura afecta a atmosfera e as características de objectos do tamanho de Júpiter.
6. LUMINOSIDADE (ABSOLUTA)
A Luminosidade é a quantidade de energia que um corpo irradia por uma unidade de tempo. É expressa em Watts ou em termos da Luminosidade solar, LSol, que corresponde a 3,827×1026 Watts. É, pois, uma característica própria da estrela.
Já o Brilho (aparente), que surge na secção seguinte, tem apenas a ver com os nossos “olhos” e depende da Luminosidade (Absoluta) mas também da distância.
6.1. A estrela mais luminosa: LBV 1806-20
Localização: Constelação de Sagitário
Distância: 45 000 anos-luz
Luminosidade: 25 000 000 *Sol
Diâmetro: 150 *Sol
Massa: 160 *Sol
Temperatura: 25 000 K
Idade: 2 000 000 anos
Descoberta nos anos 90, na direcção da constelação do Sagitário, a 45 000 anos-luz, do outro lado da Via Láctea, está “encoberta” por espessas nuvens de pó interestelar que impossibilitam a sua visão. Tanto assim que não foi detectada no Visível, mas no IV (InfraVermelho), os únicos raios “luminosos” capazes de atravessar essa poeirada toda. Foi classificada uma estrela “azul, luminosa e variável” (LBV, do inglês Luminous Blue Variable), um tipo de estrelas muito maciças, muito quentes e sumamente brilhantes. A sua luminosidade varia entre 5 e 38 millhões de vezes mais que o Sol.
Contudo, um dos problemas na determinação da massa e da luminosidade de estrelas muito luminosas e a grandes distâncias é a dificuldade em confirmar se se trata apenas de uma estrela isolada ou de um sistema múltiplo. As observações, embora de altíssima resolução, deixam ainda em aberto a possibilidade de se tratar de um aglomerado de algumas estrelas numa órbita apertada, sendo necessárias mais observações para estabelecer a singularidade da estrela. Tomando-a como estrela única, um dos seus mistérios é o processo pelo qual conseguiu formar-se com uma massa tão elevada. Actualmente as teorias de formação de estrelas sugerem que devem estar limitadas a cerca de 120 massas solares, pois o calor e a pressão do centro destas estrelas enormes afastam a matéria da sua superfície, impedindo a acreção de mais massa. Uma possibilidade é ter sido formada segundo um mecanismo, chamado de "formação de estrelas por choque induzido", que ocorre quando uma supernova explode e induz a formação de uma ou mais estrelas de massa elevada numa nuvem molecular. Outra característica única é estar localizada num pequeno enxame de estrelas que contém uma estrela muito rara (só se conhecem quatro deste tipo em toda a Galáxia): uma repetidora de raios gama “moles” (de menor energia) (SGR: Soft Gamma ray Repeater). Um SGR é, de acordo com a teoria vigente, uma fase curta na vida de uma magnetar, uma estrela de neutrões com um muito elevado campo magnético. Durante este período, a estrela sofre vários SGR provocados por tremores de estrela devido ao campo magnético na sua superfície.
A presença de estrelas tão diferentes como a variável azul luminosa, a repetidora de raios gama moles e uma estrela ainda em formação é um exemplo de que as estrelas num aglomerado não se formam todas ao mesmo tempo, nem mesmo quando o aglomerado é pequeno.
6.2. A estrela menos luminosas: DUAS ANÃS CASTANHAS
Um par de estrelas anãs castanhas - cada uma com cerca de um milionésimo do brilho do sol - foi descoberto pelo Telescópio Spitzer da Nasa. Antes, os astrónomos pensavam que os corpos com um tal brilho fossem apenas uma anã castanha entre muitas outras. Mas o facto de este par ser duas vezes mais brilhante do que o esperado, dada a sua temperatura, levou a considerá-las verdadeiras estrelas extremamente enfraquecidas.
7. BRILHO (APARENTE)
7.1. A estrela mais brilhante: SIRIUS
7.1. A estrela mais brilhante: SIRIUS
Localização: Constelação de Cão Maior
Distância: 8,57 anos-luz
Luminosidade: 25,4 *Sol
Diâmetro: 1,7 *Sol
Massa: 2 *Sol
Temperatura: 9940 K
Idade: 200 000 000 anos
Esta fotografia tirada, no Japão, mostra, em primeiro plano, uma folha coberta de cristais de gelo que parecem querer imitar as estrelas que brilham no céu profundo. No extremo esquerdo, pode ver-se, com dificuldade, um meteoro. Abaixo e à direita do meteoro, relampeja o tracejado brilhante de um avião. Segue-se a estrela mais brilhante do céu nocturno, Sirius. À sua direita, estende-se a constelação de Orion, incluindo "As Três Marias", as três estrelas que formam o cinturão da Orion, abaixo da gigante vermelha Betelgeuse. O aglomerado brilhante mais à direita são as Plêiades.
Como vimos num post anterior, trata-se de um sistema binário, A e B, separadas por 20 UA.
7.2. A “estrela” menos brilhante: GALÁXIA DE ANDRÓMEDA
É muito difícil dizer qual é a estrela menos brilhante. Mas, como já aqui referi, o objecto menos brilhante que podemos ver a olho nu é a galáxia de Andrómeda.
Localização: Constelação de Andrómeda
Distância: 2 500 000 anos-luz
Diâmetro: 220 anos-luz
Mas tenhamos paciência, porque daqui a uns 3 mil milhões de anos, ou ainda antes, vamos colidir e então já podemos vê-la ao pormenor. Está a aproximar-se a 230 mil km/h, mas não se conhece a sua velocidade transversal: se for suficientemente rápido, podemos acabar por não chocar.
Mas se tal acontecer poderá ter vários cenários:
- um aparentemente mais calmo
Modelização de uma colisão de galáxias
Fonte: Ciel et Space, Set.2006, p.32
- outro talvez mais amigável, abraçando-nos com carinho e amor, mas sem esquecer que há abraços que também matam
- ou de maneira mais tempestuosa, onde tudo “voa” para cada lado num verdadeiro furacão
As estrelas bonitinhas pertencem à nossa Galáxia e estão a observar a violentíssimo colisão entre as espectaculares galáxias Arp 273, a mais de 300 milhões de anos-luz de nós, separadas por 100 mil anos-luz. O seu aspecto distorcido e retorcido é devido às gigantescas forças de marés.
Esta imagem foi publicada pela NASA, a 21.Abril passado, para comemorar o 21.º aniversário do lançamento do Telescópio Hubble.
E já agora para mostrar as várias “caras” da galáxia Andrómeda, aqui vão uma série de retratos tirados sob várias “luzes”.
8. DUAS JÓIAS DA PUBLICIDADE ENGANOSA
8.1. Uma Estrela de diamante: BPM-37093
Localização: Constelação de Centauro
Distância: 53 anos-luz
Luminosidade: 0,001 *Sol
Diâmetro: 0,0029 *Sol
Massa: 1,1 *Sol
Temperatura: 11 500 K
O interior desta muito velha Anã Branca é um diamante com um diâmetro superior a 4000 km.
O interior das Anãs Brancas é muitas vezes Carbono puro. Sob efeito da pressão podem cristalizar na forma de diamante. A descoberta desta estrela veio apoiar teorias, dos anos 60, sobre a “cristalização das estrelas”.
Mas não vale a pena “começar a salivar”, pois este diamante só se mantém devido às elevadíssimas pressões e temperaturas. Se o retirássemos para o meio ambiente, os cristais perdiam a estabilidade, desmoronavam-se e ficávamos com uma mão cheia de Carbono.
Como outras Anãs Brancas, pensa-se que é formada de Carbono e Oxigénio, criados pelas reacções nucleares de fusão que acontecem no interior das estrelas e transformam o Hélio em Carbono e depois em Oxigénio.
Supõe-se que, quando uma Anã Branca arrefece, o seu material deve cristalizar, começando pelo centro. Aproveitando o facto desta estrela pulsar, foi possível testar esta teoria, através de observações sísmicas (asterossismológicas), que permitiram estimar em 90% a massa cristalizada. Outras observações deram valores mais baixos. De qualquer modo, uma estimativa do material cristalizado é da ordem de 1029 kg.
Uma vez que um diamante é composto de carbono cristalizado, esta estrela é também conhecida por Lucy, nome retirado da canção dos Beatles, Lucy in the Sky with Diamonds.
8.2. Um Planeta de diamante: WASP-12b
Localização: Constelação de Auriga
Distância: 871 anos-luz
Diâmetro: 520 000 kml
Massa: 18 500 *Terra
Temperatura: 2525 K
O planeta gigante maciço, WASP-12b, está representado a roxo, com uma zona transparente a indicar a sua atmosfera. A sua órbita não é bem circular, o que pode significar a existência de um planeta invisível mais pequeno, desenhado a castanho e que perturba a sua órbita. A sua massa está a ser sugada pela estrela formando um disco em torno da estrela, mostrado em vermelho.
Trata-se de um exoplaneta, planeta que não pertence ao nosso Sistema Solar, muito especial.
Ligeiramente mais pequeno que Júpiter tem apenas um terço da sua massa. Porque está muito próximo (3,5 milhões de km) da sua estrela (WASP-12, as forças de maré da estrela estão distorcendo-o em uma forma oval e a sugar a sua atmosfera a um ritmo de um décimo milionésimo da massa de Júpiter (189 x 1015 toneladas) por ano, o que significa que desaparecerá daqui a uns 10 milhões de anos. Outro efeito é a sua elevada temperatura – 2500 K ( 200 °C) – imprópria para um planeta do nosso Sistema Solar.
Dada a sua elevada relação Carbono/Oxigénio, 1 em vez da habitual 0,54, é de esperar que tenha "rochas de carbono puro, como diamante ou grafite, e uma enorme quantidade de gás metano". Segundo outro autor: “Embora planetas gigantes ricos em carbono, como WASP-12b, não tenham sido observados, a teoria prevê miríades de composições para planetas sólidos em que o Carbono é dominante, sob a forma de grafite ou diamante, em oposição à composição em silicatos predominante na Terra”.
POR QUE SÃO TÃO DIFERENTES?
Como vimos há estrelas para todos os gostos. Aqui fica uma tabela com os valores extremos de várias características das estrelas. Embora não esteja actualizada, serve para ficarmos com uma ideia das suas diferenças.
M = Massa; L = Luminosidade; R = Raio; T = Temperatura
Para responder à questão de tanta diversidade, vou de seguida falar um pouco da história da Luz, dar algumas noções de Espectroscopia e da responsabilidade do átomo, contar algumas etapas da odisseia da Astrofísica e acabar com uns apontamentos sobre o Efeito de Doppler sem o qual não poderíamos medir a velocidade de aproximação ou afastamento das estrelas e das galáxias.
NOTAS
(1*) Para perceber quanto vale 1 J (Joule), basta recordar a definição que aprendemos no “Liceu” de que 1 caloria = 4,1868 J e 1 Caloria é a energia necessária para elevar 1 ºC a temperatura de 1 g de água.
(2*) Até há uns anos atrás, supunha-se que as partículas elementares eram o electrão, o protão e o neutrão. Entretanto descobriu-se que tanto o protão como o neutrão são formados por outras partículas elementares, chamadas quarks. É por isso que, se a densidade da estrela continuar a aumentar, pode “destruir” os neutrões e libertar os quarks, formando uma estrela de quarks, que será ainda mais densa.
2 comentários:
muito legau
Muito obrigada pelo seu comentário, leandro!
O blog está já encerrado porque o seu autor (meu pai) faleceu, mas continua aqui presente para quem o quiser ler e reler!
Renata Silva
Enviar um comentário