A partir deste tomo, não trataremos mai as estrelas individualmente mas seus agrupamentos, desde os mais simples ate suas maiores configurações.
Estrelas
Binárias
Em
nossa galáxia e normal as estrelas andarem em duplas ou mais, poucas são as que
andam sozinhas. Em uma estrela binária os dois componentes giram em torno de um
centro gravitacional comum, e sua rotação pode durar de alguns minutos a um
milhão de anos.
A estrela mais brilhante é chamada de
primária, enquanto a estrela menos brilhante é chamada de estrela companheira
ou secundária. Geralmente são muito próximos os
componentes, fazendo-se supor que fosse uma estrela variável como um pulsar e
não um sistema duplo de estrelas. Mas muitos podem ser visualmente
identificados ou pela distancia ou pela disparidade dos membros (caso Siriús A
e Siriús B).
Como
na nossa galáxia à ainda muitas nebulosas com grande concentração de matéria
estes berçários naturais geram muitas estrelas ao mesmo tempo e por isso mesmo
são comuns os sistemas múltiplos estelares.
Se as componentes de um sistema binário
estelar estão suficientemente próximas uma da outra, as estrelas podem
mutuamente distorcer gravitacionalmente a atmosfera da sua companheira.
Em alguns casos, pode haver transferência
gravitacional de material de uma estrela para outra, fazendo com que estrelas
de sistemas binários atinjam estágios da evolução estelar em um curto espaço de
tempo, o que seria inviável onde a estrela é solitária.
Quando
a companheira é uma anã Branca, e esta próxima o suficiente, ela por ter sua
ação gravitacional mais intensa ira sugar jatos de matérias da companheira e
agregá-las a sua massa. A dupla ira girar muito rápido, algo em torno de 5
horas para a volta completa ao redor do eixo gravitacional comum. Os gases
sugados se encontram a uma temperatura de 20 000 ºC em uma espiral de 700 000
km de largura da estrela maior até a anã branca.
Quando
a estrela anã branca atingir uma massa
de 40% maior que a do Sol, ela se tornara instável e gerara uma explosão
catastrófica que destrói o sistema binário e seus planetas, conhecida como
supernova do tipo 01. Este é o destino de mais da metade das estrelas de nossa
galáxia.
As supernovas não são ainda um fenômeno de
fácil observação, ocorre atualmente em cada galáxia cerca de duas vezes por
século.
Supernova
do tipo 01
Sistemas
estelares múltiplos
Sistemas estelares múltiplos são sistemas compostos por
mais de duas estrelas. Os com três estrelas são denominados triplos; com
quatro, quádruplos; com cinco, quíntuplos, e assim sucessivamente. Estes
sistemas são menores do que os chamados clusters, grupos de estrelas compostos
em torno por 100 a 1.000 estrelas.
Em teoria, compreender um sistema estelar múltiplo é mais
difícil do que compreender um sistema binário, já que a dinâmica do sistema
pode ser aparentemente caótica, e inicialmente não se sabe o número exato de
corpos celestes envolvidos.
Sistemas hierárquicos
A instabilidade
não ocorre em sistemas denominados hierárquicos. Em um sistema hierárquico as estrelas
pertencentes ao conjunto se encontram divididas em dois ou mais sub-grupos e os
sub-grupos orbitam em torno de um centro gravitacional comum.
Devido à mencionada instabilidade, sistemas estelares
triplos geralmente são hierárquicos: duas estrelas em um sistema binário
formando um sistema triplo com uma companheira mais distante. O sistema estelar
Castor (Alpha Geminorum), por exemplo, constituído por seis estrelas, consiste
em duas estrelas binárias distantes orbitando dois pares de binárias mais
próximos.
Um amanhecer hipotético com um
sistema binário orbitando ao redor uma terceira estrela.
Sistema estelar superdenso
O
sistema estelar atípico é composto pelo pulsar PSR J0337+1715 superdenso e duas anãs
brancas, todos embalados dentro
de um espaço menor do que a órbita da Terra em torno do Sol.
A
proximidade das estrelas, combinada com a sua natureza, está permitindo que os
astrônomos investiguem um dos principais problemas pendentes da física
fundamental – a verdadeira natureza da gravidade.
PSR
J0337 1715 é uma estrela de nêutrons incomum localizada a cerca de 4.200
anos-luz da Terra e girando cerca de 366 vezes por segundo.
Esses
estrelas de nêutrons que giram rapidamente são chamadas de pulsares de
milissegundo, e podem ser usadas pelos astrônomos como ferramentas precisas
para estudar uma variedade de fenômenos, incluindo a procura pelas ondas
gravitacionais.
Observações
subsequentes mostraram que PSR J0337 1715 está em uma órbita estreita com uma
estrela anã branca, e que o par está em órbita com outra anã branca um
pouco mais distante.
Registrando
com precisão os pulsos do pulsar, a equipe foi capaz de calcular a geometria do
sistema e as massas das estrelas com uma precisão sem precedentes.
Quando
uma enorme estrela explode como uma supernova e seus restos colapsam em uma estrela de nêutrons superdensa, um pouco de sua massa é convertida em energia de
ligação gravitacional que mantém as estrelas densas juntas. O Princípio da
Equivalência Forte diz que esta energia de ligação ainda vai reagir
gravitacionalmente, como se fosse massa. Praticamente todas as alternativas à
Relatividade Geral sustentam que ela não vai.
De
acordo com o princípio da equivalência forte, o efeito gravitacional da anã
branca exterior seria idêntico tanto para a anã branca interior quanto para o
pulsar PSR J0337. Se o princípio for inválido de acordo com as condições deste
sistema, o efeito gravitacional da estrela exterior sobre a anã branca interior
e o pulsar seria um pouco diferente. Cronometrar as pulsações do pulsar
facilmente mostraria isso.
Sistemas estelares instáveis
Dependendo de sua configuração, um sistema múltiplo pode
ser instável, já que uma estrela, devido ao excesso de aproximação com uma de
suas companheiras, pode receber uma aceleração que a faça ser ejetada do
sistema, bem como colisões estre as estrelas do grupamento sendo mais comuns
que as de estrelas solitárias. Como veremos estes sistemas de estrelas podem
ser verificados com freqüência em aglomerados estelares tanto aberto quanto
globulares, mas menos frequentes em casos isolados de agrupamentos estelares de
pequeno porte.
AGLOMERADOS
ESTELARES
São
junções de estrelas novas ou antigas, oriundas da mesma nebulosa mãe. São
conhecidos os aglomerados como abertos e globulares.
Aglomerados
estelares abertos
Estrelas
azuis novas em formação
Os
aglomerados abertos são constituídos de centenas de estrelas novas e em formação
frutos de uma grande nebulosa, e que se deslocam mais comumente em separado uma
das outras, mas não deixando também como em sistemas binários ou mais. Pode-se
dizer que todas têm a mesma idade e origem em comum. São particularmente
encontrados nos braços espiralados nas regiões do núcleo galáctico.
NGC 2244, é um exemplo de aglomerado
estelar aberto situado na nebulosa Roseta. Inclui múltiplas estrelas azuis
jovens, muito quentes, que geram grande quantidade de radiação e fortes ventos
estelares.
Aglomerados Globulares
Comparado aos braços espiralados da Via
láctea, que dificilmente ocorrem colisões estelares, algo em torno de 01 em 01
bilhão de chances, os aglomerados parecem uma corrida de demolição estelar.
Possuem uma densidade de um milhão de vezes maior que qualquer outro lugar da
nossa galáxia.
Na Via Láctea todas as estrelas andam basicamente na mesma
direção, no aglomerado globular não há movimento organizado, se movimentando ao
redor do centro gravitacional em orbitas alinhadas em varias direções. Umas
estrelas podem ir num sentido e ter outra(s) no mesmo caminho só que em direção oposta. Nesta situação caótica, temos uma colisão a cada 10 000 anos o que é muito
elevado em termos comparativos no nosso universo.
Os aglomerados globulares são constituídos de
estrelas densamente amontoadas com até um milhão de estrelas, grupos aparentemente
esféricos antigos originários da mesma nuvem formadora.
Geralmente localizam-se longe do plano
galáctico e, às vezes, muito além disso, no distante espaço intergaláctico.O
tamanho médio aproximado de um aglomerado globular é de 100 anos-luz. A grande
maioria desses aglomerados se formaram há mais ou menos 13 bilhões de anos e
possuem portanto algumas das estrelas mais velhas já catalogadas. Lá existe uma
grande quantidade de anãs vermelhas, que possuem pouca variedade de elementos
pesados, pois foram formadas pelas explosões das hipernovas primordiais. Há
alguns poucos aglomerados globulares brilhantes, como Ômega de Centauro e M13,
aparecendo como formas estranhas a olho nu.
Se vivêssemos em um planeta situado num
aglomerado globular não existiria noite, tamanho é o brilho e o número de
estrelas próximas uma das outras que existem nesse tipo de aglomerado.
Aglomerado M53
M53
jóias de estrelas brilhantes. O M53, também conhecido como NGC 5024, é um dos 250 aglomerados globulares que existem na nossa galáxia.
O M53 é visível com binóculos na direção da constelação Cabelo de Berenice (Coma Berenice) e contém mais de 250.000 estrelas e é considerado um dos aglomerados localizados mais distante do centro da nossa galáxia.
COLISÕES ESTELARES
Bem como estrelas na fase final de suas vidas, as
colisões também criam fenômenos energéticos consideráveis. Na sua maioria, as
colisões são de carácter destrutivo para os envolvidos e regiões vizinhas. Mas
recentemente descoberto ao avistar estrelas incomuns fora de nossa galáxia
podemos constatar que algumas colisões não chegam a destruir o sistema estelar
ma sim a gerar uma nova estrela.
Colisões tipicas
No caso
de colisões estelares entre estrelas tidas convencionais com estrelas de
nêutrons ou anãs brancas com maior massa, a história também é de destruição.
A
estrela convencional teria primeiramente sua forma alterada pela presença da
estrela supermassiva se aproximando, ficaria ovalada e depois formaria um cone
de matéria em direção da invasora.
Quando finalmente elas se encontram, ao
penetrar nas camadas da estrela maior a supermassiva gera uma onda enorme de
choque através de toda a massa estelar, produzindo energia termonuclear
suficiente para gerar uma explosão que destruiria o sistema sendo que o evento
duraria pouco mais de uma hora.
Colisões de estrelas de Nêutrons
Das colisões mais espetaculares, esta a de duas estrelas
de nêutrons.
Geralmente quando em dupla elas são unidas girando uma ao
redor da outra. Ao realizar o movimento de se circularem, centenas ou milhares
de vezes por segundo, acabam alterando o tempo e o espaço a sua volta, criando
ondas de energia, muito fortes.
A energia
despendida aproxima mais as estrelas de nêutrons que já estarão girando a
velocidades próximas a da luz. Embora a colisão final dure apenas uma fração de
segundo, ela libera mais energia do que o Sol em toda a sua existência assim o
fará.
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