TOMO VIII - GRUPOS ESTELARES

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.

M31

 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.

  M13

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.

Omega de Centauro

 Aglomerado M53

M53

Se o nosso Sol fosse parte do M53, o nosso céu noturno brilharia como uma caixa de 

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.

 

TOMO XVII - CLASSIFICAÇÃO ESTELAR - POR HAVARD E YERKES

Tipos espectrais

São conhecidos dois sistemas de classificação espectral estelar, o classificado por Harvard e o do Laboratório de Yerkes. O primeiro baseia-se no calor da superfície estelar e o segundo pela ação gravitacional superficial relacionada com a luminosidade da estrela.

TEMPERATURAS ESTELARES POR HARVARD

Em um labareda podemos encontrar as diferentes cores das estrelas, devido a relação direta entre a cor da chama e a temperatura, como observaremos abaixo no infográfico as relação da cor da estrela e sua temperatura superficial.

O esquema espectral de Harvard é um esquema de classificação unidimensional, sendo que fisicamente as classes indicam o tipo de temperatura que se encontra a atmosfera da estrela sendo estas listadas das mais quentes as mais frias como veremos abaixo.

Em astronomia, classificação estelar é uma classificação de Estrelas baseadas na temperatura da fotosfera e suas características espectrais associadas. A espectroscopia estelar oferece uma maneira de classificar estrelas de acordo com suas linhas de absorção; linhas de absorção particulares podem ser observadas somente para uma dada temperatura porque somente nessa temperatura os níveis de energia atômica envolvidos estão provados.

Classificação espectral de Morgan-Keenan

Classe O

Estrelas de classe O são muito quentes e muito luminosas, sendo azuladas em cor; de facto, a maioria do seu  rendimento situa-se na região do ultravioleta. Estas são as mais raras estrelas da sequência principal. Cerca de 1 em 3.000.000 das estrelas da sequência principal na vizinhança do Sol são estrelas de classe O.

Estrelas O brilham com um poder superior a um milhão de vezes a potência do Sol. Devido a serem tão massivas, as estrelas de classe O têm núcleos muito quentes, queimando assim o seu combustível de hidrogênio muito rapidamente, e como tal são as primeiras a saírem da sequência principal. Observações recentes realizadas pelo Telescópio espacial Spitzer,  indicam que a formação planetária não ocorre à volta de outras estrelas na vizinhança de uma estrela de classe O devido ao efeito de foto evaporação.

Exemplos: Zeta Orion, Zeta Puppis, Lambda Orion, Delta Orion

Espectro de uma estrela do tipo O5v

 Classe B

Estrelas da classe B são também muito luminosas, Rígel (em Orion) é uma supergigante azul proeminente da classe B. Seu espectro possui linhas de Hélio neutro e linhas moderadas de hidrogênio. Com estrelas O e B possuem emissão extremamente poderosas, elas duram relativamente pouco tempo. 

Elas não se deslocam muito da área de onde se formaram uma vez que não possuem muito tempo de vida. Elas portando são vistas aglomeradas no que se chamada associações OB1, que estão associadas com as nuvens moleculares gigantes. A associação OB1 de Orion é um braço espiral inteiro da nossa galáxia (estrelas mais brilhantes fazem o braço mais visível,  existem mais estrelas lá do que em outra parte da galáxia) e contém toda a constelação de Orion.

Espectro de uma estrela do tipo B2ii

Classe A

Estrelas da classe A estão entre as estrelas mais comuns vistas a olho nu. Deneb em Cisne é outra estrela de potência formidável, enquanto Siriús na constelação do Cão Maior é também uma estrela classe A, mas não tão potente. Como com todas as estrelas da classe A, elas são brancas. Muitas anãs brancas são também de classe A. Elas possuem linhas intensas de hidrogênio e também linhas de metais ionizados.

Classe F

Estrelas da classe F são ainda bastante potentes, mas elas tendem a ser estrelas da Sequência principal, como Fomalhaut em Piscis Austrinus. Seus espectros são caracterizados por linhas fracas de hidrogênio e metais ionizados, sua cor é branca com uma pequena quantidade de amarelo.

Espectro de uma estrela do tipo F2iii

Classe G

Estrelas da classe G são provavelmente as estrelas mais bem conhecidas, já que o nosso Sol é uma estrela desta classe. Elas possuem linhas de hidrogênio mais fracas que estrelas da classe F mas além das linhas de metais ionizados, elas possuem linhas de metais neutros, sua cor é amarelada como o nosso Sol. Durante a sua evolução as estrelas supergigantes frequentemente caminham das classes O e B (azul) para as classes K or M (vermelho). Enquanto fazem isto elas passam pela classe G mas não permanecem por muito tempo.

Espectro de uma estrela do tipo G5iii

Novos membros d classe G

 

Ilustração mostra a estrela amarela gigante HR 5171A, a maior do tipo conhecida, junto com sua companheira recém-descoberta - Divulgação/ESO

Mas mesmo entre os representantes desta classe encontramos gigantes como uma descoberta no inicio do seculo XXI com 1,3 mil vezes o diâmetro de nossa estrela, a colocando entre os dez astros de maior tamanho conhecidos. Fora identificada por astrônomos uma rara estrela também amarela que faz a nossa parecer ainda mais diminuta. Registrada como HR 5171A, esta estrela hipergigante tem ultrapassando em 50% o tamanho da famosa supergigante vermelha Betelgeuse além de 01 milhão de vezes o seu brilho.

As novas observações também mostraram que esta estrela tem uma companheira binária muito próxima, o que foi uma verdadeira surpresa – comenta Olivier Chesneau, astrônomo do Observatório da Cote d’Azur em Nice, França, e líder da equipe internacional que usou o interferômetro dos telescópios VLT do Observatório Europeu do Sul (ESO), no Chile, para simular um gigantesco telescópio com espelho de 120 metros de diâmetro e obter resolução suficiente para fazer a descoberta

Diante disso, os cientistas acreditam que ambos astros estão em uma fase relativamente muito breve de suas existências, com o sistema podendo evoluir para uma fusão da qual resultará uma imensa, extremamente quente e brilhante estrela azul de rotação rápida e classe espectral B.

Classe K

Estrelas da classe K são alaranjadas e um pouco mais frias que o nosso Sol. Algumas estrelas da classe K são gigantes e Supergigantes, como Arcturos enquanto outras como Alpha Centauro B na constelação do Centauro são da sequência principal. Elas possuem linhas espectrais de Hidrogênio extremamente fracas, isto quando estão presentes, e principalmente linhas de metais neutros.

Espectro de uma estrela do tipo K4iii

Classe M

Estrelas da classe M são com certeza a classe mais comum de estrelas se contarmos pelo número. Todas as anãs vermelhas são desta classe e elas existem em abundância. A classe M é o local da maioria das gigantes e super gigantes como Antares e Betelgeuse, assim como Mira (veja estrela variável). O espectro das estrelas de classe M mostra linhas pertencentes a moléculas e metais neutros mas hidrogênio normalmente esta ausente no espectro. dióxido de titânio pode ser forte em estrelas de classe M.

Espectro de uma estrela do tipo M0iii

Espectro de uma estrela do tipo M6v

Outros tipos espectrais

Um número de novos tipos espectrais foram sendo usados para tipos raros de estrelas, a medida que eles eram descobertos:

Tipo W

São as estrelas do tipo Wolf-Rayet supergigantes em processo de morte.

Tipo L

São estrelas com temperatura de até 1,500 - 2,000 ºK - Estrelas com massa insuficiente para iniciar o processo de fusão de hidrôgenio (anãs marrons).A classe L tem sua designação devido ao lítio  presente em seu núcleo.

Tipo T

São estrelas jovens tipicas de nuvens interestelares que lhes serviram de berçário.

OBSERVAÇÕES SOBRE AS CLASSES T E L

As classes T e L podem ser mais comum do que todas as classes restantes combinadas, se pesquisas recente forem confirmadas. Do estudo de berçários estelares, isto é, discos proto-planetários e agregados de gases em nebulosas do qual estrelas e sistemas solares são formados, o número de estrelas na galáxia pode ser várias ordens de magnitude maior do que o que nós sabemos atualmente.

Tipo C

Estrelas das classes N e R' são as estrelas de carbono (Gigantes vermelhas que se imagina terem atingido o final de sua vida) que correm paralelo ao sistema de classificação normal indo de aproximadamente o meio da classe G até o final da classes M. Esta classe foi recentemente agrupada em um classificador unificado para estrelas de carbono C.

Sub Tipo R

São estrelas classificadas como estrelas de carbono mas com semelhança as estrela de classe K. Ex S Camelopardalis.

Sub Tipo N

São estrelas classificadas como estrelas de carbono mas com semelhança as estrelas de classe M. Ex R Leporis.

Tipo S

As estrelas da classe S têm linhas espectrais de Oxido de Zircônio no lugar de Oxido de Titânio, e estão entre as classes de estrelas M e as estrelas da classe C. As estrelas da classe S têm abundancia de carbono e de oxigênio quase exatamente iguais, e ambos os elementos estão ligados quase totalmente em moléculas do CO.Na realidade a relação entre estas estrelas e a seqüência principal tradicional sugere um contínuo bastante grande de abundância de carbono que se explorado inteiramente adicionaria uma outra dimensão ao sistema de classificação estelar.

Tipo D

Finalmente, a classe D é usada às vezes para as anã brancas, o estado no qual a maioria das estrelas termina a sua vida, tipo Siriús B.

Classificação espectral Yerkes

Classificação espectral do Laboratório de Yerkes

Esta classificação é baseada nas linhas espectrais sensíveis à gravidade superficial da estrela, em oposição ao método usado pela classificação de Harvard que é baseado na temperatura da superfície.

Como o raio de uma estrela Gigante vermelha é muito maior que a de uma Estrela anã, enquanto sua massa é comparável pela gravidade a esta, e desta forma a densidade e pressão do gás na superfície da gigante vermelha é muito menor que na anã.Estas diferenças se manifestam na forma de efeitos de luminosidade que afetam tanto a largura quanto a intensidade das linhas espectrais que podem ser medidas.

classe de luminosidade O

São representadas pelas estrelas  Hipergigantes ou maiores que estas.

classe de luminosidade Ia

São representantes desta classe as estrelas Supergigantes de maior luminosidade observável como a estrela Rígel.

CLASSE Ib

como representantes as estrelas supergigantes de menor luminosidade.

classe de luminosidade II

Temos como representantes as estrelas Gigantes luminosas. Na seguinte tabela abaixo estão estrelas gigantes luminosas dos distintos tipos espectrais ordenadas de maior a menor temperatura.

* Características intermédias entre gigante e gigante luminosa.

Uma estrela gigante luminosa é uma estrela de classe de luminosidade II sendo estrelas cujas características são intermédias entre as de uma estrela gigante e as de uma estrela supergigante.

CLASSE DE LUMINOSIDADE III

Uma estrela gigante normal é uma estrela com raio e luminosidade são substancialmente maiores do que os de uma estrela da seqüência principal de mesma temperatura superficial.

CLASSE DE LUMINOSIDADE IV

Representadas por estrelas Subgigantes que são definidas como aquelas que pertencem a uma classe de estrelas que são mais brilhantes que as estrelas da seqüência principal do mesmo tipo espectral, mas não são tão brilhantes quanto as verdadeiras gigantes.

CLASSE DE LUMINOSIDADE V

Estrelas que se encontram na seqüência principal (anãs), são aquelas que estão gerando luz e calor, convertendo hidrogênio em hélio através de fusão nuclear em seu núcleo. O Sol, juntamente com a maior parte das estrelas visíveis a olho nu, está na seqüência principal.

CLASSE LUMINOSIDADE VI

Uma sub-anã (raramente usada) se caracterizam como estrelas com luminosidade de 1.5 a 02 magnitudes, abaixo daquela das estrelas da seqüência principal do mesmo tipo espectral. Em um diagrama de Hertzsprung-Russell, as subanãs aparecem abaixo da seqüência principal.

Classe de luminosidade VII

São representadas pelas estrelas anãs brancas, que são objetos celestes resultantes do processo evolutivo de estrelas de até 10 vezes a Massa do sol, o que significa dizer que cerca de 98% de todas as estrelas evoluirão até a fase de anã branca. Entretanto, somente 6% dos objetos nas vizinhanças do Sol são anãs brancas.

MATÉRIA ESTELAR

Pelos tipos espectrais como vimos acima podemos definir que tipos de elementos estão presentes em uma estrela. Como veremos abaixo na tabela de como se identifica os elementos pela gama do espectro estelar.