A cor e o brilho das estrelas

Assim como o Sol, as estrelas são bolas de gás muito quente (plasma) que emitem suas radiações para o espaço. Há duas propriedades das estrelas que são de interesse imediato: a sua cor e o seu brilho.

A cor de uma estrela é determinada pela temperatura em que se encontra a sua superfície, enquanto que o seu brilho é determinado pela quantidade de luz que ela irradia por segundo, através de toda a sua superfície.

Podemos construir um diagrama de cor versus brilho das estrelas, como na Figura abaixo, onde cada ponto indica o brilho e a cor de uma determinada estrela. Um diagrama deste tipo é conhecido como diagrama de Hertzprung-Russel ou diagrama H-R. O Sol tem uma cor intermediária amarelo-claro. A sua temperatura na superfície é de cerca de 5.800 K (Kelvin). Uma grande maioria das estrelas é parecida com o Sol, com cores e tamanhos comparáveis. Outras estrelas são bem maiores e vermelhas: são as estrelas gigantes vermelhas, cuja temperatura na superfície é da ordem de 3.000 K. Há ainda estrelas de cor branca e tamanho muito pequeno, quase tão pequenas quanto a Terra: são as estrelas anãs brancas, que tem temperaturas superficiais da ordem de 10000 K.

O brilho de uma estrela é a taxa com que a sua energia luminosa é emitida. Ele depende somente da sua temperatura superficial e da área total de sua superfície. 

No diagrama H-R da figura abaixo esta desenhado também as linhas tracejadas que indicam os lugares onde devem cair as estrelas de tamanhos semelhantes Medidos com relação ao raio do Sol, simbolizado por Rsol (Rsol = 696000 km), é fácil ver quão correto foi batizar de Supergigante uma estrela como Betelgeuse. 

As linhas tracejadas indicam como se posicionam as estrelas de mesmo tamanho físico (mesmo raio). As estrelas ―anãs‖ situam-se nas regiões inferiores do gráfico e as ―gigantes‖ nas regiões superiores. Algumas estrelas conhecidas foram destacadas com símbolos indicando o seu tamanho relativo (sem seguir nenhuma escala verdadeira).

Muitas vezes nós estamos interessados na quantidade total de radiação emitida por segundo pela estrela. Uma parte desta radiação pode nem ser detectável pelos nossos olhos. Neste caso, no lugar de falar de brilho para a radiação total (visível e invisível), falamos da luminosidade da estrela. A luminosidade de uma estrela é a potência que ela é capaz de gerar no seu interior, em geral através de reações nucleares de fusão (ao contrário dos reatores de energia do tipo dos instalados em Angra dos Reis, aonde as reações nucleares são de fissão – adiante discutiremos isso). A luminosidade do Sol é 3,8x1026 Watts, valor que simbolizamos por Lsol. Para as outras estrelas, prefere-se medir suas luminosidades usando como referência à luminosidade do Sol: a estrela Betelgeuse, por exemplo, tem luminosidade de 104 Lsol , quer dizer, ela é 10000 vezes mais luminosa que o Sol. No diagramaH-R da Figura, o brilho das estrelas está expresso em termos da sua luminosidade, enquanto a cor está em termos da sua temperatura superficial.

Quanto mais quente for um objeto, mais azul será a radiação por ele emitida. Esta lei da física foi estabelecida em 1898 por Wilhem Wien. Podemos vê-la em funcionamento, observando a cor da chama de um fogão de cozinha: uma chama bem azulada indica uma chama quente, enquanto que uma chama mais avermelhada indica uma chama mais fria. Para obter a temperatura em graus Celsius (ºC), subtraia 273 do valor em graus Kelvin. A temperatura da superfície do Sol portanto é 5 527 ºC.

Nesta aula estaremos sempre falando do brilho absoluto da estrela, diferente do seu brilho aparente o qual varia conforme a distância em que ela se encontra. As estrelas jovens de massas muito maiores que o Sol são sempre quentes; estão situadas na parte superior do ramo da sequência principal do diagrama HR. Os astrônomos classificam as estrelas mais quentes como tipo O, em seguida vem as do tipo B. Na sequência de temperaturas temos os tipos A, F, G, K e M.

O Sol, pela sua temperatura, é uma estrela tipo G. Confira isto na figura do diagrama HR apresentada antes. Como veremos mais adiante, as estrelas mais quentes (e, portanto, mais azuis) são, em geral, também mais massivas. Por conseguinte, a classe espectral está correlacionada não apenas à temperatura, mas também à massa das estrelas, assim como a seu raio e luminosidade. Para as estrelas "normais" (chamadas também de estrelas da sequência principal, como veremos em breve) a seguinte tabela sumariza suas propriedades:

A SEQUÊNCIA PRINCIPAL DE ESTRELAS

Quando examinamos como se distribuem os pontos correspondentes às estrelas no diagrama H-R, podemos observar algo peculiar: os pontos não se distribuem aleatoriamente por todo o diagrama. Ao contrário, observe que eles tendem a se concentrar em algumas regiões definidas. A maioria das estrelas, incluindo o nosso Sol, ficam numa faixa que corre mais ou menos diagonalmente pelo diagrama. Esta faixa é denominada Sequência Principal, e as estrelas que aí se localizam são chamadas de estrelas da Sequência Principal. Aqui, as estrelas mais vermelhas - mais frias superficialmente – são as menos luminosas, enquanto que as estrelas mais azuis - mais quentes - são as mais luminosas.

As massas das estrelas pode variar bastante. Na sequência principal, as estrelas que têm maior massa são as mais brilhantes e, portanto, mais azuis e mais quentes superficialmente. Ao contrário, as estrelas de menor massa são as menos brilhantes e, portanto, mais vermelhas e mais frias. Uma fração considerável de estrelas tem massas entre 0,1 vezes a 10 vezes a massa do Sol (simbolizado por MS= 2x10^33 gramas.), mas a maior parte tem massas daordem de 0,8 MS, ou pouco.

Em uma escala de massa menor que esta, estão: as anãs-vermelhas, muitas vezes encontradas como companheiras ―invisíveis‖ (como brilham pouco são difíceis de notar) de estrelas normais. Mas existem também algumas estrelas cujas massas podem chegar até a 60 MS. Estas estrelas são 10 milhões de vezes mais brilhantes que o Sol: se, por exemplo, Alfa do Centauro fosse uma delas, brilharia no nosso céu tanto quanto a Lua cheia! As estrelas da sequência principal também nunca são muito grandes: os seus raios variam de 0,001 até 25 vezes o raio do Sol, no caso das estrelas mais brilhantes. 

Todas as estrelas da sequência principal produzem a energia que irradiam através de reações nucleares muito semelhantes àquelas que ocorrem durante a explosão de uma bomba-H: convertendo núcleos de hidrogênio em núcleos de hélio. Cerca de 80% da massa destas estrelas está na forma de hidrogênio, de modo que fica claro que elas tem combustível para passar muito tempo na sequência principal. As de maior massa, porque são mais brilhantes, devem passar um tempo menor: como sua luminosidade é desproporcionalmente maior, elas devem ―queimar‖ seu hidrogênio mais rapidamente que as estrelas com massa menor. Quando o ―combustível‖ hidrogênio começa a faltar no centro das estrelas da sequência principal, elas começam a sair da sequência principal. 

O seu destino então será o de se expandirem e se transformarem em estrelas gigantes vermelhas. Uma coisa que você não deve deixar de notar é que a massa de uma estrela vai determinar como vai ser sua existência futura.

ACIMA DA SEQUÊNCIA PRINCIPAL

No diagrama H-R, acima da sequência principal, encontramos as estrelas gigantes vermelhas. Estas estrelas são esferas gigantes de gás – algumas vezes chegam a ser bem maiores que a órbita da Terra em torno do Sol - frias e luminosas. Embora a sua temperatura superficial seja baixa, as suas áreas superficiais são tão grandes que fazem com que elas tenham altíssimas luminosidades, de centenas a milhares de vezes superiores à do Sol. As gigantes vermelhas são estrelas que já esgotaram boa parte de suas reservas de hidrogênio: como, então, podem emitir tanta energia para serem assim luminosas? Estas estrelas deixaram a sequência principal e agora as suas regiões centrais estão se contraindo, pela ação do próprio peso, o que acaba por fazer a ignição de alguma fonte alternativa de energia nuclear. Nesta contração, uma parte da energia potencial gravitacional contida na estrela é liberada. É esta energia que provê a sua luminosidade. Mas isto somente por curtos períodos, até que outros ―combustíveis‖ nucleares possam entrar em ―ignição‖. Em breve vamos voltar a ver estas questões com maiores detalhes.

ABAIXO DA SEQUÊNCIA PRINCIPAL

Abaixo da sequência principal encontram-se as estrelas anãs-brancas. Estas estrelas têm aproximadamente o tamanho da Terra, embora sua massa seja da ordem da massa do Sol. São, portanto, estrelas muito densas. Como elas são pequenas, embora tenham altas temperaturas superficiais, não são muito luminosas. As anãs-brancas são o último estágio da evolução de muitas estrelas. Nesta fase a sua luminosidade é unicamente devida à energia térmica ou seja, calor, ainda disponível: a estrela se esfria lentamente. Mais de 10% das estrelas na nossa vizinhança são anãs - brancas, mas elas são muito difíceis de serem vistas, dada a sua fraca luminosidade. Nem todas as estrelas, no entanto, terminam suas carreiras como anãs-brancas. Algumas tornam-se estrelas de nêutrons, e outras ainda transformam-se em buracos negros.

AS ESTRELAS VARIÁVEIS

A maioria das estrelas tem brilho praticamente constante no tempo. Ocorrem sempre pequenas variações, erráticas, em geral imperceptíveis a olho nu. Isto sem contar, é claro, com a lenta – lentíssima - variação de brilho devido ao fato que as estrelas evoluem, mudando lentamente de posição no diagrama H-R. Mas isto só seria notável em escalas de tempo de 10000 ou 100000 anos. Entretanto, em certas fases da vida estelar a evolução pode ser muito mais rápida e então as variações de brilhos podem vir a ser mesmo espetaculares. Vamos voltar a ver isso mais adiante. Existe também uma minoria de estrelas cujo brilho varia periodicamente, aumentando e diminuindo em escalas de meses, dias ou mesmo em escala de horas. Estas estrelas são chamadas de estrelas variáveis. Na verdade, mais de 25% de todas as estrelas variáveis não tem de fato o seu brilho variável: são na realidade sistemas binários eclipsantes, nos quais a aparente variação do brilho se deve ao fato de uma das estrelas componentes eclipsar a outra, ao passar pela sua frente, em relação ao nosso ponto de vista.

As estrelas variáveis (aquelas que de fato variam seu brilho) o fazem por periodicamente se expandirem e se contrairem, pulsando tanto em brilho como em tamanho. Por isso são também denominadas estrelas pulsantes.

Uma importante classe de estrelas pulsantes são as estrelas conhecidas como cefeídas. São estrelas que se encontram acima da sequência principal, com brilhos de 100 a 10000 vezes o do Sol. Têm cores ligeiramente mais avermelhadas que o Sol. Seus períodos de pulsação variam entre 3 a 50 dias, e em cada pulsação seus brilhos podem variar de até 5 vezes em relação ao seu brilho médio.

As cefeídas são estrelas de massa maior que o Sol e que já evoluíram além do estágio de gigantes vermelhas. Acredita-se que elas oscilam assim por conta de um mecanismo de liberação mais fácil da radiação aprisionada no seu interior.

As cefeídas são também importantes porque podem ser usadas como indicadores de distância. Acontece que o período de pulsação de uma cefeída está relacionado com o seu brilho médio: quanto maior este, maior será o período. Então, se medirmos o período de uma cefeída, algo que é relativamente fácil de fazer, poderemos calcular a sua luminosidade. Comparando esta com o brilho aparente da estrela, podemos calcular a sua

distância. A descoberta desta relação foi feita por Henrietta Leavitt. É bom lembrar que a medida de distâncias, sobretudo as mais longínquas, é uma das tarefas mais difíceis na astronomia. Por causa disto, uma das missões mais importantes do telescópio espacial Hubble foi medir os períodos de estrelas cefeídas pertencentes às galáxias mais próximas de nós: assim, conseguiu-se medir a distância destas galáxias com muita precisão, coisa impossível até então.