Estrelas

1. O Sol é
uma
estrela!
As estrelas
são sóis!
Nascem, evoluem e declinam !

2. Índice:
O que são estrelas
Como e onde nascem
Porque não colapsam
Temperatura estelar
Sequência Principal
Composição química
Evolução do Sol
Temperatura estelar superficial
Reação próton-próton
Estrutura física do Sol
Luminosidade e magnitudes
Distâncias e raios estelares
Evolução estelar
Referências

4. Sol, uma estrela típica
Massa = 333.000 a da Terra;
- 99,9 % da massa do S.S.
- 74% H, 24% He, ...
110 Terras; +1 milhão em volume
150.000.000 Km
Idade: 4,5 bilhões de anos

5. Em essência,
um corpo “gasoso”
no interior do qual
ocorrem reações de
fusão nuclear formando
elementos químicos
mais pesados.
Mas, o que é uma
estrela?
H -> He -> C ...
milhões de graus

6. As estrelas
nascem!
Receita: muito hidrogênio
processo: gravidade + calor
resultado: reação nuclear

7. Pressão gravitacional
Existindo massa,
existe atração
gravitacional
Força gravitacional
Pressão
gravitacional
(Crédito Boczko)

8. Contração gravitacional
de uma nebulosa
F F
d
m m’
F = G m m’ / d2
Lei da atração
gravitacional
Gás
Hidrogênio
milhões de anos

9. Aglomerado
Estelar
Nuvem
Inicial
Glóbulos
de Bok
Aglomerado Estelar
A contração de
´pequenas´ regiões
leva à fragmentação da nuvem:
- maiores estrelas: 100 Msolar
- nuvem: 1.000.000 Msolar

10. O que pode causar uma contração:
Passagem de uma estrela
Interação com outra nuvem
Ondas de choque
Uma perturbação pode
aumentar a densidade de massa
numa região -> colapso.

11. Exemplo de nuvem:

12. Nebulosa de Órion
- pertence à nuvem de Órion
- 25 anos-luz de extensão
- 1500 al de distância
- 700 estrelas
- estrelas jovens e velhas
- 200.000 massas solares
Foto HST

13. B
Berçários
estelares
Nebulosa
Trífida
( Sagitário,
5.000al,
40al diam. )
Imagem (Hubble) conhecida como Pilares da
Criação, que mostra uma infinidade de estrelas
se formando na Nebulosa da Águia.
(7.000al de nós!)

14. Nascimento de
uma
estrela
início das
reações de
fusão nuclear:
H -> He
Nuvem
Inicial
protoestrela
nascimento
da estrela
- Raio ~ 20 a 100 Rsol
-Temperatura superficial ~3.000 C
-Temperatura central ~ 1.000.000 C
- Luminosidade ~ 100 a 1000 a do Sol
Sua fonte de energia, neste estágio, é a conversão
de energia potencial gravitacional em térmica.
Com o colapso, a velocidade de rotação aumenta
e parte da nuvem se concentra num disco perpendicular
ao eixo de rotação: região onde poderão se formar planetas.

15. Por que uma
estrela
não colapsa?
?
As camadas externas
exercem pressão
gravitacional
nas internas,
então por que ela
não implode?
Resposta:
equilíbrio com
radiação!
(quem disse que não!)

16. Temperatura
0 K
273 K
373 K
500 K
Fusão do Gelo
Vaporização
da água
A Temperatura de
um corpo mede o
grau de agitação
caótica de suas
partículas.

17. Pressão Térmica
Ar
frio
Balão com
mecha apagada
Devido à temperatura,
existe a pressão térmica.
Mecha acesa

18. Pressões atuantes numa
estrela
Partícula
Contração
gravitacional
Expansão
térmica
(Crédito Boczko)

19. (Des)equilíbrio
estático
PT < PG
Contração
PT = PG
Equilíbrio
PT > PG
Expansão
PT = Pressão Térmica
PG = Pressão Gravitacional

20. Quando uma estrela nasce,
diz-se que ela entrou no
Período Principal
de sua vida, também chamado de
Sequência Principal.
É sua fase de maior equilíbrio.
A Sequência Principal dura enquanto
houver hidrogênio no núcleo da estrela.

22. Espectroscopia
Espectro
Gás Hidrogênio
No laboratório

23. Decomposição
da Luz
Espectro
contínuo
Espectro de
emissão
Espectro contínuo
com linhas de
absorção
Sólido
aquecido
Gás
aquecido
Gás frio
A técnica
mais preciosa em
astronomia !

24. Linhas de emissão
no átomo de
Hidrogênio
Núcleo Nível limite
externo
Contínuo
n=1
n=2
n=3
n=4
n=5
n=6
n=
Estado
fundamental
L
Lyman
L
L
L
Balmer
H
H
H
H
P
Paschen
PPP
BB
Brackett
B
B
Pfund
F
F
F
F
Origen:
transição de uma
camada externa
para uma interna.

25. Raias de Elementos
Hidrogênio
Hélio
Oxigênio
Carbono
Nitrogênio
Neônio

26. Percentagem dos elementos,
no caso do Sol:
74 % hidrogênio
24 % hélio
0,8 % oxigênio
0,3 % carbono
0,2 % ferro
.
.
.

27. Evolução do Sol
nuvem
fragmentação colapso
glóbulo
colapso
protoestrela
Sol
Sequência
Principal
10 bi anos
expansão
expulsão
nebulosa
planetária gigante
vermelha
declínio
anã branca

28. Temperatura estelar superficial
Reação próton-próton
Estrutura do Sol
Luminosidade e magnitudes
Distâncias e raios estelares
Evolução estelar
Retornar à Parte 1

29. Como determinar a
temperatura superficial
de uma estrela?
5.800 K
(Núcleo: 15.000.000 K)
Sol

30. Telescópio
com medidor
de luz
Filtro
Fotômetro
Fluxo de
energia luminosa
Meço o fluxo
de luz, ou brilho,
para cada cor.

31. O nosso Sol
Fluxo
Comprimento
de onda
T = 5800 K
Curva de Planck
Lei de Wien:
1893
lmax = b/T

32. Classificação espectral
O 60.000 K - Mintaka
B 30.000 K - Rigel
A 9.500 K - Sírius
F 7.200 K - Canopus
G 6.000 K - Sol
K 5.250 K - Aldebarã
M 3.850 K - Betelgeuse
Fria
Quente

34. Átomos e Íons
Próton +
Nêutron
Elétron -
Convenção
Átomo neutro
Np = Ne
Nível
Fundamental
Átomo excitado
Np = Ne
Nível
Excitado
Íon = Átomo ionizado
Np # Ne
Elétron
Livre
(Crédito Boczko)

35. Gás e Plasma
Gás Plasma
(Crédito Boczko)

36. Aquecimento da
proto-estrela
Excitação
Ionização
Desexcitação
Fusão
nuclear
Elemento mais pesado
Energia

37. Conversão hidrogênio - hélio
(ou cadeia próton-próton)
p p
D
Neutrino
Pósitron
p
He3

He3
p p
He4
T = 15 milhões
+
+
+
E = m c
2
Mfinal < Minicial
4 H He

38. Para quem gosta de conta:
o Sol converte
600 milhões de toneladas
de H em He por segundo!
Calma! Não vai faltar H tão cedo!
Ele tem hidrogênio para “queimar”
por mais 5 bilhões de anos!
4 átomos de H tem 6,693 10 Kg
1 átomo de He tem 6,645 10 Kg
Perda de massa = 0,048 10 Kg
-27
-27
-27
Assim, E = m c = 4,3 10 J
-12
2
Para acender uma lâmpada de 60 W por 12 horas, o Sol
destrói 2.000.000.000.000.000.000 átomos de H.

39. A estrela permanece na
Sequência Principal
enquanto houver
Hidrogênio
em seu núcleo.
No caso do Sol, 10 bilhões de anos !

40. z
fotosfera
camada
convectiva
camada
radiativa
núcleo
cromosfera
zona de
transição
coroa
Figura fora de escala
Crédito da imagem: André Luiz da Silva/CDA/CDCC
manchas
solares
Estrutura do Sol

41. manchas solares
Crédito da imagem: NASA / JAXA - http://www.nasa.gov/mission_pages/solar-b/solar_022.html
4000 C
5800 C

42. Fonte da imagem: https://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/archive/EducationResource/Universe/framed_e/lecture/ch11/ch11.html
par de manchas solares
Linhas de campo magnético
Manchas e campo magnético
Linhas de campo magnético
Linhas de campo podem dragar o
plasma superficial, elevando-o
e esfriando-o, dando origem às
manchas solares.

43. Fonte da imagem: https://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/archive/EducationResource/Universe/framed_e/lecture/ch11/ch11.html
Rotação do Sol
Diferentes partes
do Sol giram
com diferentes
velocidade.

44. Sol e Terra
Proeminência

45. A coroa
Vista durante eclipes
Plasma com milhões de graus
13.000.000 Km acima da superfície solar

46. O vento solar e os cometas

47. Luminosidade,
potência irradiada pela estrela.
É a energia por segundo
irradiada pela estrela
(é medida em watts)

48. Distância e raio de uma estrela
R
d
L
fluxo = L / ( 4 p d2 )
meço aqui na Terra
(magnitude aparente)
d
L = ( 4 p R2 ) ( s T4 )
Planck T
Tipo estelar L R
R
intrínseco da estrela
(magnitude absoluta)

49. Distância estelar,
ou, quanto tempo a luz leva para vir...
 do Sol?
 da estrela mais próxima depois
do Sol?
 das estrelas do aglomerado
Omega Centauri
8 minutos
4 anos
17 mil anos!
Crédito das imagens: Sol: http://wwwdevinin.blogspot.com; Omega Centauri: Telescópio Espacial Hubble

50. Crédito da imagem: André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP/
Estrela de
Barnard: 0,2 Rʘ
Júpiter: 0,1 Rʘ
Sirius B: 0,01 Rʘ
Próxima
Centauri: 0,15 Rʘ
Sol: 1 Rʘ
Raios estelares

51. Crédito da imagem: André Luiz da Silva/CDA/CDCC/USP
Antares: 500 Rʘ
(= 2,3 UA)
Deneb: 100 Rʘ
Aldebaran: 40 Rʘ
Spica A: 7 Rʘ
Sol:

52. Lembra do (des)equilíbrio?
Desequilíbrio causa evolução.
Enfim, será que é o fim?
PT = PG

53. Diagrama H-R
as propriedades de uma estrela
estão correlacionadas
Hertzsprung, 1911, Russel, 1913
Existe relação entre L e T
obtidas da magnitude aparente
e da distância
obtidas do espectro de cores
Essa relação depende
da idade da estrela

54. Diagrama H-R

55. Evolução do Sol
L/Ls
T
0.0001
10.000
1
30.000 3.000
5.000
- começa como protoestrela gigante
- contração: T R L
100 Rs
10 Rs
1 Rs
Quando a temperatura é
suficiente para
reações termonucleares:
a estrela entra na
Sequência Principal
Para chegar na SP,
1 MS -> 10.000.000 anos
15 Ms -> 10.000 anos
0.05 Ms -> nunca chega (anã marrom)
p + p -> He
SP

56. Saindo da SP
Em torno do núcleo, He continua sendo gerado.
Massa de He aumenta -> aumenta T ,
que aumenta a taxa de produção de He.
Logo, a luminosidade aumenta.
T alcança valores suficiente para o flash do He:
He + He + He -> C
L/Ls
T
0.0001
10.000
1
30.000 3.000
5.000
100 Rs
1 Rs
10 Rs
ramo das
gigantes vermelhas
supergigantes vermelhas
Estrutura:
He C
C
H He
SP
fora de
escala
H
relativa estabilidade
após o flash do He:
´segunda´ sp.

57. Saindo do ramo das gigantes:
Anãs Brancas
L/Ls
T
0.0001
10.000
1
30.000 3.000
5.000
100 Rs
1 Rs
10 Rs
ramo das
gigantes vermelhas
supergigantes
vermelhas
fotosfera
ejetada
SP
Núcleo de Carbono, recoberto de He.
T 5.000 – 80.000 K
Raio raio da Terra.
0.5 a 1.5 Msol ;
Dens. 3 ton/cm3
anãs
brancas

58. Nebulosa Planetária
NGC 7293
M1
Com o aumento da luminosidade,
há ejeção das camadas externas:
1- devido ao aumento de raio,
que diminui a gravidade
2- devido à pressão de radiação
As camadas externas se desprendem a Km/s,
e tornam-se parte do meio interestelar
Parece ter um objeto central
circundado por matéria,
lembrando um sistema planetário.
Daí o nome Nebulosa Planetária.

59. Estrela de
grande massa
Supergigante
vermelha
Remanescente
de supernova
Buraco negro
Estrela de
nêutrons
(imagens fora de escala)
Estrela de
pouca massa
Gigante
vermelha
Nebulosa
planetária
Anã branca
Nuvem
interestelar
Supernova
Resumo evolução estelar

60. Evolução estelar conforme a massa
(imagens fora de escala)

61. Referências;
1- https://youtu.be/EYuaVGXMhw0
2-
https://pt.wikipedia.org/wiki/Evolu%C3%A7%C3%A3o_estelar#:~:text
=Em%20astronomia%2C%20evolu%C3%A7%C3%A3o%20estelar%20
%C3%A9,que%20a%20idade%20do%20universo.
3- http://www.if.ufrgs.br/fis02001/aulas/Aula20-122.pdf
4- Neil F. Comins e William J. Kaufmann III,
Descobrindo o Universo.
Tradução de Eduardo Neto Ferreira
8.ed – Porto Alegre: Bookman, 2010.

62. Para falarmos de evolução estelar, precisamos primeiro saber o que
é uma estrela. De forma bem simples, estrela é um corpo “gasoso” no
interior do qual ocorrem reações de fusão nuclear, formando elementos
mais pesados e liberando, através dessas reações, energia - inclusive em
forma de luz visível.
As estrelas evoluem, e por isso dizemos que elas tem nascimento,
vida e “declínio”. É isso que nos interessa nessa parte do curso: saber
como as estrelas evoluem, estudando-as desde seu nascimento até sua
morte. Como veremos, esse estudo depende de muitos conhecimentos
adquiridos ao longo da evolução da ciência como um todo.
A evolução estelar segue uma linha definida: as estrelas nascem de
uma nuvem de gás, evoluem enquanto as reações de fusão nuclear
acontecem em seu interior, e depois morrem, atingindo seu estágio final.
Evolução Estelar

63. O estágio final depende da massa da estrela: se a massa for
muito pequena ela se tornará uma anã marrom ou um planeta; não
houve massa suficiente para dar a partida nas reações nucleares e
sendo assim o objeto final pouco ou nada brilha. Com massa
mediana, como o Sol, a estrela se tornará uma anã branca, ou
seja, uma estrela pequena mas de grande brilho. Estrelas mais
massivas podem explodir em forma de supernova ou tornar-se
uma estrela de neutrons. Um buraco negro seria o estágio final de
uma estrela super massiva. Trataremos cada um desses casos
individualmente mais tarde.
Vamos entao estudar a evolução estelar, começando com a
formação ou “nascimento” das estrelas.

64. Como se sabe, qualquer corpo que possua massa exerce atração
gravitacional sobre outro corpo dotado de massa. É por isso que os
objetos caem quando soltos próximos à superfície da Terra: eles sempre
caem na direção do centro da Terra (centro de massa).
Imagine agora uma grande massa de gás (normalmente hidrogênio)
livre no espaço vazio. Todos os átomos desse gás, do interior ou da
superfície, estão sujeitos à atração gravitacional produzida por todos os
outros átomos. Isso resulta numa força resultante sempre puxando cada
átomo para o interior da massa total. É como uma pressão tentando
implodir a nuvem. Com o tempo, essa massa gasosa poderá se tornar
bastante densa, com todos os seus átomos espremidos numa região
central. A forma final dessa nuvem é esférica (se ela não estiver rodando).
É assim que nasce uma estrela: a nebulosa inicial vai se
condensando até concentrar uma grande quantidade de matéria em
uma região relativamente pequena (pequena em comparação ao
tamanho inicial da nebulosa, mas ainda poderá ser maior que o Sol).
Quanto mais a matéria se condensa, mais atrito aparece entre suas partes
e mais quente esse novo corpo vai ficando, até que ele atinge condições
de temperatura e pressão suficientes para que ocorram reações de
fusão nuclear, convertendo hidrogênio em hélio:
nasce uma estrela!

65. Um aglomerado estelar forma-se praticamente do mesmo jeito
que uma estrela, ou seja, a partir de uma nuvem inicial de gás. Nessa
nuvem, no entanto, formam-se os Glóbulos de Bok, centros dentro de
uma nuvem interestelar que atraem gravitacionalmente a matéria
circundante. Essas regiões denunciam a condensação dos gases ali, e
são mais escuras pois ainda não existem estrelas ali para iluminarem
os gases. Por isso, enxergamos essa região mais escura em relação
ao resto do céu, que possui estrelas. Esses glóbulos darão origem às
estrelas.

66. Já sabemos como nascem as estrelas, agora falta descobrirmos
onde isso ocorre. As estrelas nascem em grandes nuvens de gases
espalhadas no espaço: as nebulosas. Na foto temos a nebulosa da
Trífida, localizada na constelação de Sagitário, um berçario de estrelas.
Ela recebe esse nome pois a região vermelha é aparentemente divida
em três partes. Na foto podemos perceber duas colorações básicas: a
vermelha e a azul. Essas cores indicam os gases presentes na
nebulosa: o vermelho vem do hidrogênio e o azul vem do hélio, os
principais gases que formam uma nova estrela. Podemos ver esses
gases, no entanto, pois já existem estrelas formadas na nebulosa, que
assim iluminam esses gases.
É bom que se diga que nem todas as nebulosas propiciam
o nascimento de estrelas.

67. Já discutimos sobre o nascimento das estrelas: elas se
contraem gravitacionalmente até começarem as reações de fusão
nuclear. Mas por que uma estrela não colapsa, ou seja, não
implode, já que essa contração é inexorável?
A resposta para a nossa pergunta está na temperatura. Mas o
que é temperatura? Temperatura de um corpo mede o grau de
agitação de suas partículas: quanto mais quente um corpo estiver,
maior será a agitação das partículas em seu interior.
No caso de um gás, essa agitação faz com que ele se
expanda e exerça uma pressão se estiver contido num recipiente. A
pressão térmica também está presente em uma estrela: o núcleo,
fonte de energia da estrela, é agora a nossa fonte de calor. Portanto,
ele exerce pressão para fora sobre tudo que o cerca.

68. Agora temos a resposta para a nossa questão: a estrela não
colapsa, ou implode, porque nela existe equilíbrio entre a pressão,
ou expansão térmica, e a contração gravitacional. Enquanto a
força gravitacional da estrela puxa determinada partícula para dentro,
a expansão térmica a empurra para fora, e assim a estrela se mantem
em equilíbrio.
Ao longo da vida de uma estrela esse equilíbrio poderá sofrer
alterações com conseqüências drásticas. Poderá ocorrer três
situações: se a pressão gravitacional for maior que a pressão
térmica, a estrela estará em contração. Se as duas pressões forem
equivalentes, a estrela estará em equilíbrio: manterá o seu tamanho.
No entanto, se a pressão térmica for maior que a gravitacional, a
estrela estará se expandindo.

69. Sabemos que a pressão depende da temperatura, mas temos
um problema : como determinar a temperatura de uma estrela?
Afinal, não podemos nem ir nem mandar uma sonda a uma estrela para
tal finalidade!
A luminosidade de um corpo é proporcional a sua
temperatura. Medidas também indicam que o fluxo de energia
(energia por unidade de área e por unidade de tempo) que emana
de uma estrela é função da frequência, ou cor, da radiação emitida.
Todos sabemos que um pedaço de ferro pouco aquecido é
avermelhado, enquanto um bastante aquecido torna-se mais
esbranquiçado. Em suma, a cor trás informação da temperatura da
estrela. Existe uma correspondência simples entre o comprimento de
onda onde ocorre o máximo de emissão e a temperatura. É a chamda
lei de Wien.

70. A cor que corresponde ao máximo de emissão depende da
temperatura do corpo. Dessa maneira, medindo com um telescópio
dotado de sensores óticos (fotômetros) o fluxo de energia em cada cor
que a estrela emite podemos determinar a temperatura de sua
superfície (as cores podem ser separadas com um prisma).
Concluiremos, assim, que as estrelas azuis são mais quentes que as
vermelhas (assim como um bloco de ferro azul é bem mais quente que
um vermelho).
No caso do nosso Sol, essa curva de fluxo indica que a
temperatura de sua superfície é de aproximadamente 5800 graus.
De acordo com a temperatura da superfície as estrelas são
classificadas segundo a nomenclatura mostrada no slide. Veja coma há
estrelas bem mais quentes que o nosso Sol.

71. A luminosidade L de uma estrela é uma característica intrínseca
da mesma, isto é, depende do tipo de estrela. Os astrônomos aprenderam
com o tempo a classificar estrelas e determinar suas luminosidades. Por
exemplo, há uma classe em que a luminosidade depende do período de
pulsação do brilho da estrela (variáveis cefeidas); medindo esse período
tem-se a luminosidade. A luminosidade L está relacionada com o raio R e
com a temperatura T da estrela pela fórmula (lei de Stefa-Boltzmann):
Assim, sabendo L e obtendo a temperatura T através da curva de
fluxo versus cor (planck), podemos determinar o raio R da estrela.
Com esse raio R e medindo o fluxo de energia que chega aqui na
Terra, podemos saber a distância d que a estrela se encontra de nós,
através da relação:
Para estrelas muito distantes esse é praticamente o único método.
Para estrelas próximas podemos usar triangulação (método da paralaxe).
L = ( 4 p R2 ) ( s T4 )
fluxo = L / ( 4 p d2 )

72. Para entendermos o que há no interior de uma estrela primeiro
precisamos rever alguns conceitos. Vamos relembrar alguns estados
em que podemos encontrar os átomos.
Átomo neutro é aquele em que o número de prótons é igual
ao número de elétrons, estando os elétrons orbitando suas camadas
originais.
Chamamos de átomo excitado o átomo que também possui o
mesmo número de prótons e elétrons, mas algum elétron se encontra
em outro nível, que chamamos de nível excitado. Isso quer dizer que o
elétron trocou de camada.
Existe também o átomo ionizado: átomos em que o número de
elétrons é diferente do de prótons. Nesse caso o átomo, por algum
motivo, perdeu ou ganhou um ou mais elétrons, ficando com uma
certa carga elétrica.

73. Também precisamos entender a diferença entre gás e plasma,
pois o que existe no interior das estrelas é na verdade um plasma.
Gás é um estado da matéria em que os átomos não se
encontram muito próximos um dos outros, e por isso essa matéria tem
forma e volume variável.
Plasma é um estado da matéria em que falar de átomos já não
faz tanto sentido, afinal nesse estado os elétrons não estão mais
ligados a seus prótons. Ficam todos misturados, em uma verdadeira
sopa de núcleos atômicos e elétrons.

74. Durante o processo de contração da nebulosa átomos de
hidrogênio acabam colidindo, podendo ter seus elétrons excitados ou
mesmo arrancados de seus núcleos, formando um plasma. Isso
produz aquecimento da nebulosa. Com o passar dos (milhões) de
anos esse aquecimento pode chegar a tanto que a velocidade de
colisão entre dois núcleos (os elétrons a essa alta temperatura já
foram expulsos de seus átomos) pode “fundí-los”, originando um
núcleo mais massivo, ou seja, um novo elemento químico (o hélio).
Esse processo ocorre quando a nuvem é tão densa que já podemos
dizer que se formou um novo astro, uma estrela. Então, reações de
fusão nuclear ocorrem no interior das estrelas, pois somente ali
tem-se temperaturas suficientemente altas.
Para “fundir” hidrogênio em hélio são necessários cerca de 15
milhões de graus. No processo é criado um núcleo de deutério que
rapidamente colide com outro próton e se converte num núcleo de
hélio 3 (que tem dois prótons, mas apenas um nêutron). A colisão de
dois núcleos de hélio 3 dá origem ao hélio 4 (este é o mais comum) e
libera dois prótons. Essa reação também é chamada cadeia próton-
próton.

75. Como fazemos para descobrirmos a composição química de
uma estrela?
Podemos descobrir a composição química das estrelas
estudando a luz recebida delas, por um processo chamado de
espectroscopia. Esse processo consiste basicamente em decompor a
luz emitida por vários gases em laboratório e comparar os resultados
com a decomposição da luz estelar. Quando decompomos a luz vinda
de um corpo, através de um prisma, por exemplo, obtemos o espectro
desse objeto, ou em que cores ele emite quando aquecido. A luz
branca, ou um sólido aquecido, emite um espectro contínuo, por
apresentar todas as frequências de luz (ou cores). Os gases, no
entanto, emitem espectros específicos, como se fossem suas
impressões digitais. O gás hidrogênio emite apenas certas frequências
determinadas de luz, o hélio outras, e assim por diante.
Com isso, podemos descobrir os elementos presentes no interior
de uma estrela. Basta para isso compararmos as linhas de espectro
encontradas na luz da estrela com as já obtidas em laboratório.

76. Na superfície do Sol aparecem manchas que para
nós parecem escuras. Na verdade são regiões com
temperaturas em torno de 3000 graus, portanto
menos brilhantes que a superfície em torno delas,
que está numa temperatura maior.
As manchas aparecem quando o campo magnético
existente na superfície do Sol traga o plasma para
maiores alturas, esfriando-o.

77. O Sol emana ao espaço jatos enormes contendo
milhares de toneladas de matéria por segundo. Em geral
são ejetadas partículas como prótons e elétrons. Esses
jatos podem ser fotografados aqui da Terra durante eclipses
solares.
Essa matéria ejetada alimenta de partículas a camada
mais extensa do Sol, a Coroa Solar. Tem dezenas de milhões
de kilômetros acima da superfície do Sol e pode alcançar
temperaturas de milhões de graus. É daí que surge o
chamado “vento solar”, uma corrente de partículas e
radiação que banha a Terra e é responsável pela formação
da cauda dos cometas, por exemplo, ou pelo aparecimento
das auroras boreais.

78. O brilho de uma estrela é a sensação luminosa em nossos
olhos, portanto, uma grandeza que pode ser medida
aqui na Terra. O brilho pode ser pequeno se a
estrela for muito radiante, mas estiver distante, ou se
ela estiver perto mas for pouco radiante.
Luminosidade é o poder de emissão da estrela, ou a
potência que ela emite. É uma grandeza própria da estrela.
É medida em watts, a mesma unidade de potência que
medimos nossas lâmpadas.
Para melhorar compreender as estrelas, astrônomos definem
magnitude absoluta, grandeza também intrínseca a cada
estrela: eles pensam nelas como se estivem hipoteticamente
a mesma distância, assim aquela que brilha mais de fato é
mais luminosa. Essa distância foi escolhida ser 10 parsec,
ou cerca de 32,7 anos-luz. Existe uma correspondência entre
a magnitude absoluta e a luminosidade.

79. Hertzsprung e Russell observaram, por volta de 1911,
que propriedades de estrelas como luminosidade (ou
magnitude absoluta) estavam relacionadas com a
temperatura superficial da estrela. Essa relação
depende do estágio de evolução da estrela, que
define sua idade, e é função da massa estelar (e
da composiçao química também).
Ao fazer o gráfico da relação entre a luminosidade
e a temperatura, obtiveram o diagrama do
próximo slide, conhecido hoje como diagrama HR.
Cuidado: o diagrama HR não é um mapa estelar; ele
não indica a posição das estrelas no céu.

80. Nesse diagrama HR, está ilustrada a trajetória de uma
estrela com a massa próxima a do nosso Sol, desde
seu nascimento numa nebulosa até 10.000.000 anos
após, quando ela entra na Sequência Principal. Ela
fica nesse estágio por cerca de 10 bilhões de anos (o
Sol já está nesse estágio a uns 4,5 bilhões de anos).
O tempo que uma estrela gasta na sequência
principal é inversamente proporcional a sua
massa: quanto mais (menos) massa, menos (mais)
tempo fica. Por exemplo, uma estrela com 20 vezes
a massa do Sol fica na Sequência principal “apenas”
25 milhões de anos.

81. Após bilhões de anos na sequência principal, o
hidrogênio começa a se exaurir. A estrela, então, ruma
para um novo estágio. No caso do Sol, ele se tornará um
estrela enorme e vermelha, pois a radiação vencerá
momentaneamente (por alguns “poucos” milhões de anos!)
a gravidade, expulsando as camadas externas da estrela,
que se esfria e avermelha. Essa nova fase se chama
Gigante Vermelha. Isso acontecerá com o nosso Sol
daqui uns 5 bilhões de anos.
Note que a luminosidade da estrela aumentou muito,
pois seu raio é enorme, embora sua temperatura superficial
tenha diminuído.
Nesse estágio de evolução, o núcleo será composto
por essencialmente hélio, com temperatura de cerca de
100 milhões de graus, suficientes para converter He em
carbono. Esse momento se chama Flash do Hélio.

82. Após alguns milhoes de anos no ramo das
Gigantes Vermelhas, a forte radiação emanada do
centro da estrela, devido à conversão de He em C,
expulsa as camadas exteriores para longe. O núcleo
fica exposto e ele brilha muito. Sua temperatura é
alta, cerca de 100 milhões de graus, mas seu
tamanho é “pequeno”, não muito maior que
a Terra. Daí as estrelas nessa fase se chamarem
Anãs Brancas. É o destino do Sol!

83. O ciclo que acabamos de descrever é seguido por estrelas com
massa próxima a do Sol. Estrelas mais massivas evoluem para outros
estágios, como o Ramo das Super Gigantes Vermelhas, estrelas que
podem alcançar centenas de vezes o raio do Sol e milhares de vezes sua
luminosidade.
Se após expulsarem suas camadas exteriores a estrela ainda
contiver muita massa (dezenas de vezes a massa do Sol), ela poderá
explodir violentamente, brilhando por milhões de sóis por semanas ou
meses. Nesse momento tão catastrófico ela, por brilhar tanto, passa a ser
vista mesmo a enormes distâncias, como daqui da Terra. A primeira
impressão é que uma nova estrela apareceu no céu, daí o nome de
Supernova a essa fase. Não tem nada de nova, mas sim de agonizante!
Se após essa explosão, ainda restar cerca de 2 a 3 vezes a massa do
Sol poderá aparecer uma estrela de nêutrons, pois estes são os únicos
capazes de aguentar a tamanha pressão gravitacional reinante nesses
objetos (com cerca de 20 Km de raio e 1 milhão de graus). Se após a
explosão supernova sobrar mais de 3 vezes a massa do Sol (significando
que a estrela original tinha cerca de 25 massas solares) um objeto mais
peculiar poderá surgir, um buraco negro. Sua densidade de massa é tão
alta que ele provoca um encurvamento no espaço ao seu redor, que nem
mesmo a luz escapa, razão do seu nome.