Evolução Estelar

O céu que observamos em nossas noites não é um cenário estático, mas sim um lugar onde diversas estrelas nascem, vivem e morrem. Dada à brevíssima duração da vida humana quando comparada à dos astros, torna-se impossível acompanhar sua evolução. Mesmo nossa história registrada cobre apenas uns poucos milhares de anos. Sendo assim, como então podemos inferir que as estrelas nascem, vivem e morrem?
Esta situação pode ser ilustrada considerando-se o estudo do crescimento de árvores em uma floresta, com base em informações feitas por um cientista em apenas uma tarde. Nosso cientista certamente não detectaria nenhum crescimento das árvores. Entretanto, se ele reparasse que as árvores da mesma espécie estavam presentes em diferentes tamanhos, e que algumas das maiores estavam caídas e mortas, poderia chegar a algumas importantes conclusões. Uma hipótese razoável seria a de que as árvores nasceram pequenas, cresceram a um tamanho máximo, vivendo a maior parte de suas vidas como árvores adultas e, então, morreram.
Um procedimento similar, entretanto mais complexo, nos permite discutir e propor modelos que descrevam o nascimento, a vida e a morte das estrelas.

Espectros

As estrelas são enormes fornalhas de gás. Em seus interiores reações nucleares estão continuamente produzindo fantásticas quantidades de energia, que são por nós observadas, mesmo a tão grandes distâncias.
Para expressar as distâncias entre as estrelas, os astrônomos utilizam o ano-luz, que equivale à distância que a luz percorre em um ano. Lembrando que a velocidade da luz é de 300.000km/s, e que um ano tem 31.536.000 segundos, isto nos fornece aproximadamente 9,5 trilhões de quilômetros.
As estrelas têm características diversas. Algumas são gigantes, até maiores que a órbita de Marte, e outras são anãs, tão pequenas quanto a Terra. Apresentam diversas cores: vermelhas, amarelas, laranjas, azuis e brancas. As temperaturas de suas superfícies variam, assim como suas composições químicas. Mas estando as estrelas tão distantes, como podemos saber tantos detalhes de suas características?
A resposta está na radiação eletromagnética que elas emitem. Na radiação das estrelas (visível, ondas de rádio, infravermelho, etc.) estão contidas preciosas e reveladoras informações que viajam imensas distâncias para eventualmente encontrarem um curioso observador.
Estas informações podem ser obtidas pela análise cuidadosa do espectro - a distribuição de energia em diferentes comprimentos de onda. É através da análise dos espectros que as estrelas deixam de ser pequenos e misteriosos pontos luminosos para se tornarem objetos com identidades individuais e características específicas, como composição química, temperatura, velocidade de afastamento ou de aproximação da Terra, campos magnéticos, abundância relativa dos diferentes elementos químicos e outras.
As estrelas são classificadas segundo seus espectros por ordem decrescente de temperatura superficial, como mostrado na tabela a seguir:

Classe espectral	Temperatura	Cor
O	50.000 - 30.000	azul
B	30.000 - 10.500	branco-azulado
A	10.500 - 7.500	branco
F	7.500 - 6.200	branco-amarelado
G	6.200 - 5.300	amarelo
K	5.300 - 3.800	laranja
M	3.800 - 2.500	vermelho

Mais tarde foram acrescentadas as seguintes classes para estrelas de pouco brilho e temperatura: R, N e S.
Como a quantidade de estrelas é enorme, tornou-se necessário criar divisões para essas classes e acrescentar os números de 0 a 9 para pequenas diferenças de brilho e temperatura entre estrelas de uma mesma classe.
As estrelas foram também classificadas quanto à dimensão, como a seguir:

I - supergigantes
II - gigantes brilhantes
III - gigantes
IV - subgigantes
V - anãs ou normais
VI - subanãs

Através desta classificação, podemos situar nosso Sol como pertencente ao grupo G2V (temperatura superficial em torno de 6.000ºC, amarelo e normal).

Nascimento

As estrelas se formam a partir de extensas nuvens interestelares que se contraem ao longo de milhões de anos, dando origem assim às estrelas.
O processo de contração da nuvem tem início a partir do momento em que a atração gravitacional entre as partículas começa a superar a tendência natural do gás à expansão.
A poeira interestelar tem a capacidade de absorver luz; desta maneira, estes estágios misteriosos iniciais que envolvem o nascimento de uma estrela são escondidos de nossos telescópios ópticos. Mas, felizmente, as protoestrelas produzem radiação infravermelha que é capaz de penetrar a poeira que as cercam. Esta radiação é barrada pela nossa atmosfera, mas os avanços da tecnologia têm permitido o lançamento de satélites, verdadeiros observatórios espaciais, que têm detectado diversas fontes de infravermelho embebidas em nuvens de gás, genuínas protoestrelas.
O processo de "gestação estelar" termina quando seu núcleo eventualmente atingir temperaturas da ordem de 10 milhões de graus, suficientes para a fusão do hidrogênio.

Vida

Assim que nascem, as estrelas vão ocupar uma posição na Seqüência Principal do diagrama HR (ver figura abaixo). Este diagrama nos mostra em um eixo a luminosidade da estrela e, no outro, sua temperatura superficial.

As estrelas passam a maior parte de suas vidas transformando hidrogênio em hélio em seus núcleos. Enquanto esta for sua fonte de energia, elas se localizarão na Seqüência Principal do diagrama HR.
O tempo de vida da estrela é muito variável. As estrelas que foram formadas com muita massa brilham muito e duram muito pouco, ou seja, apesar de terem bastante "combustível", esgotam-no com muita rapidez. Já as estrelas que nascem com pouca massa brilham menos e vivem alguns bilhões de anos.
Estrelas com pouca massa transformarão apenas hidrogênio em hélio em seus núcleos. As com grande massa poderão sintetizar outros elementos ao longo de suas vidas. O Sol, por exemplo, produzirá até o fim de sua vida o carbono. Elementos mais pesados que o carbono são produzidos em estrelas com mais massa que a do Sol.

Morte

O destino da morte de uma estrela dependerá de sua massa inicial. Estrelas com pouca massa, como o Sol, ao final de suas vidas aumentarão de tamanho se tornando gigantes vermelhas, para logo em seguida se contraírem para formar uma estrela velha muito pequena conhecida como anã branca. Seu tamanho se compara ao da Terra. A densidade média destas compactas estrelas é da ordem de uma tonelada por centímetro cúbico!
Uma vez que estas estrelas não mais produzem energia, à semelhança de brasas ainda acesas que se esfriam, elas se resfriarão até se tornarem anãs negras.
A morte de uma estrela com massa muitas vezes superior à do Sol é sem dúvida um dos eventos mais catastróficos e espetaculares que se pode observar: uma explosão em supernova. Por alguns dias esta estrela poderá brilhar com a luz de toda uma galáxia!
As camadas mais externas da estrela são lançadas ao espaço a velocidades que chegam a atingir 20.000km/s. Este gás em expansão irá se misturar ao meio interestelar, possibilitando que subseqüentes gerações de estrelas e planetas contenham uma maior concentração de elementos mais pesados fabricados no interior da estrela.
Após a fabulosa explosão, tudo o que restará será uma nebulosa em expansão e, no centro, um corpo pequeno e compacto conhecido como estrela de nêutrons ou, até mesmo, um buraco negro.
A densidade das estrelas de nêutrons chega a valores inimagináveis. Uma colher de chá de sua matéria pesaria tanto quanto toda a humanidade.
Os intensos campos magnéticos e a rápida rotação produzem um efeito semelhante ao de um farol, fazendo com que sua radiação seja detectada na forma de pulsos extremamente regulares; daí serem conhecidas como pulsares.
Buracos negros, como já acima mencionado, podem também ser o produto final da evolução de estrelas com muita massa. Seus campos gravitacionais são tão intensos que são capazes de aprisionar a própria luz. Disto resulta o adjetivo negro.
No interior dos buracos negros as condições são tão extremas que não se pode garantir que as leis da física como conhecemos continuem sendo válidas. Pela própria definição de negros, estes objetos não podem ser observados diretamente. Entretanto, existem fortes evidências indiretas de sua existência. Uma estrela nas proximidades de um buraco negro pode denunciar a presença dele.

Fotografia das estrelas com a câmara fixa

O método que vamos apresentar não necessita de equipamentos caros ou complicados, consistindo no primeiro contato com a fotografia astronômica. Não obstante, os resultados são altamente animadores e certamente vão motivar o interessado a usar técnicas mais avançadas.
O método da "câmara fixa" permite que se fotografe estrelas bastante fracas (magnitudes 7 ou 8), visíveis somente por meio de equipamentos ópticos. Meteoros e satélites artificiais, além de cometas, nebulosas e galáxias também podem ser captados. Além dessas vantagens, a fotografia registra fielmente os astros, permitindo uma posterior comparação e divulgação.

Material necessário

- câmara fotográfica. É fundamental que tenha a opção "B" no obturador, e que este seja mecânico e não eletrônico para evitar o consumo excessivo de baterias, devido ao longo tempo de exposição.
Geralmente as câmaras vêm com uma objetiva com 50mm de distância focal, com a qual podemos abranger uma área do céu de 30x40 graus, o que permite fotografar constelações tão grandes quanto Órion.

- cabo de disparo. Sua função é manter o obturador aberto por longo tempo. Esses cabos têm um parafuso de bloqueio acionado no início e no término da exposição. Os cabos são também conhecidos como propulsores.

- filme. Os filmes devem ser de alta sensibilidade, pelo menos 400 ISO.

- tripé fotográfico. Devido à longa exposição, não se pode segurar a câmara; por isso ela deve ficar totalmente imóvel. Tripés muito leves podem ser afetados pela ação de ventos fortes. Na falta de um tripé, pode-se recorrer a uma base de madeira.

Ajustes preliminares

Instale a câmara sobre o tripé (ou base), de modo que fique imobilizada durante a exposição.
Certifique-se de que o cabo irá travar o obturador e adapte-o à câmara. Regule o obturador para "B". Ajuste o diafragma e focalize a objetiva para o infinito (¥).
A abertura máxima do diafragma, em princípio, seria o recomendável, mas as objetivas quase sempre apresentam aberrações que geram imperfeições nas imagens. Isto é mais evidente na periferia da foto e geralmente desaparece se fecharmos um pouco o diafragma. Por exemplo, se a objetiva tiver abertura máxima de 1,4, pode-se operar com 2,0 ou 2,8.

Prática

Aponte a câmara para a região do céu que se quer fotografar. Dê preferência, nos primeiros testes, a regiões familiares como o Cruzeiro do Sul ou as Três Marias. Dispare o cabo e trave-o. Decorridos 20 segundos, destrave. A foto está pronta. Nesse caso, o tempo é tão curto que mesmo com deslocamento da esfera celeste as imagens estelares permanecerão pontuais.
Mas pode-se obter resultados bastante interessantes quando o tempo for maior, como 30 minutos ou mais (o céu não pode estar muito luminoso). Nestes casos, ao fotografar o pólo celeste, as imagens das estrelas aparecem como riscos, formando arcos concêntricos com o pólo celeste. Ao fotografarmos a região do equador celeste, as trajetórias das estrelas aparecem retilíneas.
O tempo máximo (em segundos) que se pode expor com a câmara fixa, sem que as estrelas trilhem, é dado por: 1000/distância focal da objetiva em milímetros. Isso se as estrelas estiverem próximas ao equador celeste (posição mais crítica).
Ficam bastante bonitas as fotos de estrelas tendo em primeiro plano uma árvore ou morro.
Não é raro aparecerem intrusos nas fotografias, como meteoros, aviões ou satélites artificiais.
Ao terminar o filme, envie-o a um laboratório e peça para revelar.
Aqui cabe uma palavra de advertência. Mesmo que as fotos tenham ficado boas, o laboratório provavelmente não as ampliará, pois achará que não há qualquer imagem nos negativos. Você então deverá assinalar os fotogramas para serem ampliados.
Às vezes não é fácil perceber no negativo onde começa uma foto e termina a outra, mas com um pouco de prática, essa dificuldade desaparece. Uma sugestão é assinalar com uma caneta esses limites para o laboratório identificar o fotograma que se quer ampliar. Pode-se, também, a cada quatro ou cinco fotos fazer uma exposição mais demorada para torná-la bem visível e, conseqüentemente, possibilitar a identificação dos limites das outras fotos.
Quanto mais transparente estiver o céu, melhor o resultado. Deve-se evitar a todo custo noites com Lua cheia e lugares próximos a luzes. Mas nas regiões metropolitanas, também é possível se obter bons resultados, desde que se tome cuidado com o tempo de exposição, que não deverá exceder três ou cinco minutos para que a foto não vele.
Finalmente, anote todos os dados importantes como: região fotografada, hora, equipamento, tempo de exposição, diafragma, filme, etc. Este procedimento é fundamental não só para documentar o trabalho como para identificar erros e acertos.
A prática continuada será a melhor escola para dominar essa interessante técnica.

Contagem de estrelas a olho nu

Quantas estrelas podemos ver a olho nu? Alguns poderão dizer milhares, outros milhões. Na verdade não são tantas, mesmo sob excelentes condições atmosféricas.
Propomos uma atividade bastante simples para estimar quantas estrelas podemos ver a olho nu. Naturalmente a poluição, o excesso de iluminação, além da altura da estrela em relação ao horizonte interferem no resultado.
Não vamos contar todas as estrelas individualmente, e sim tirar uma amostragem pelo número de estrelas visíveis em pequenas áreas do céu e projetar para toda a esfera celeste.
Para isso tomemos um tubo de plástico ou papelão, de modo que o comprimento seja umas dez vezes o diâmetro interno.
À noite, a céu aberto, coloque um dos olhos em uma das extremidades do tubo, aponte-o aleatoriamente para o céu e conte o número de estrelas visíveis no campo. Não mova o tubo "procurando estrelas". Feito isso, aponte para outra região e conte novamente. Faça isso umas 10 vezes (variando sempre a região do céu). Tire agora a média dos apontamentos.
A área de uma esfera de raio L é dada por: 4p L2.
A área coberta pela abertura D é dada por: p (D/2)2.
A fração da esfera celeste que será observada por apontamento é dada por:
(p (L/2)2)/(4pL2).
Então, para conhecer o número de estrelas visíveis naquele momento (metade da esfera celeste), multiplique o número médio dos apontamentos por: 8(L/D)2.
Nas noites bem transparentes, longe das cidades, vemos entre 2.500 a 3.000 estrelas na semi-esfera celeste. Já em um centro urbano, esse número cai para 1.000 ou 1.500 estrelas. Esta atividade pode ajudar a acompanhar o efeito das poluições luminosa e atmosférica.

Paralaxe

Um dos maiores desafios da Astronomia está na determinação das distâncias dos astros.
Porém, os objetos mais próximos podem ter medidas as suas distâncias através de um método muito simples de se compreender e calcular, conhecido como paralaxe.
Primeiro vamos fazer uma simulação para entendermos o método para depois aplicá-lo às estrelas.
Fique de frente para uma parede e estique um dos braços com um dos dedos levantado. Feche um dos olhos e observe a posição em que o dedo é projetado na parede. Marque este ponto (visualmente ou com algum traço ou objeto). Agora, inverta o olho que deverá ficar fechado. Observe como a projeção do dedo se deslocou. Medindo a distância entre seus olhos e o ângulo de deslocamento da projeção do dedo podemos calcular a distância deste último.
Vamos ver como usamos este método na Astronomia para calcular as distâncias de algumas estrelas.
Observamos uma estrela em duas épocas do ano, verão e outono, por exemplo, quando a Terra está em posições distintas na sua órbita, como podemos ver na figura abaixo. Como a órbita da Terra é bem conhecida, sabemos a distância desta até o Sol. (Em analogia com o experimento descrito acima, a órbita da Terra fará o mesmo efeito que a distância entre os olhos.)
Feito isto, medimos o ângulo formado pelo deslocamento da estrela observada em relação ao fundo do céu. Chamamos a metade deste ângulo de paralaxe.
Podemos chegar à distância da estrela através de uma fórmula bem simples:

d = 1/p

Onde: p é a paralaxe medida em arcos de segundo e d é a distância do objeto observado medida em parsec (1pc = 3,26 anos-luz = 3,26 x 9,5 x1012 km).
Como o ângulo de deslocamento (paralaxe) é muito pequeno e diminui quanto mais distante está o astro, este método se limita a distâncias de até 300 anos-luz, aproximadamente. Mais de 2.000 estrelas estão neste alcance. Outras técnicas são utilizadas para determinar as distâncias de estrelas mais distantes.