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Exames globulares

 

Nos finais do Século XVIII, Charles Messier (1730-1817), astrónomo francês, com um interesse particular em cometas, elaborou uma lista com mais de uma centena de objectos de céu profundo (galáxias, nebulosas e enxames estelares), dos quais cerca de três dezenas eram enxames globulares.

 Os enxames globulares da Via Láctea são aglomerados de estrelas gravitacionalmente ligadas, de forma esférica, baixas metalicidades, idades bastante avançadas e com densidades estelares típicas da ordem de cem a dez mil estrelas por parsec cúbico.

A nossa Galáxia também contém enxames abertos constituídos por algumas dezenas de estrelas a alguns milhares, e cujas mesmas podem ou não encontrar-se ligadas de um ponto de vista gravitacional. As idades destas estruturas “mais simples” situam-se entre os zero e os 10 giga-anos.

As observações têm demonstrado ao longo destes últimos anos que os enxames globulares não se constituem como “objectos” únicos da nossa galáxia. Algumas galáxias anãs associadas à Via Láctea apresentam pequenos sistemas de enxames, bem como a galáxia de Andrómeda (M31), pertencente também ao nosso grupo local, que revelou ser constituída por uma “colecção” destas estruturas estelares muito superior em número e tamanho àqueles encontrados na nossa.

De acordo com os resultados de Zinn (1985), os enxames globulares encontram-se preferencialmente numa distribuição esférica em torno do centro galáctico (no halo) e com metalicidades baixas.

As imagens seguintes mostram um exemplo de um enxame globular e a distribuição de enxames globulares  num raio de 50 mil anos luz do Sol.





Formação de estrelas maciças

 De acordo com as concepções actuais, os primeiros passos na formação de estrelas maciças são a contracção e fragmentação de uma nuvem molecular gigante, que posteriormente conduzirá à formação de pequenos núcleos densos que se encontram aproximadamente em equilíbrio hidrostático.

Segundo Larson (1982), a maioria das estrelas maciças surge dentro de núcleos densos, e a massa dessas estrelas aumenta significativamente com a massa da nuvem molecular ao qual essa estrela está associada.

As estrelas maciças têm sido encontradas em pequenos grupos chamados associações OB, juntamente com centenas de estrelas de pequena massa. O exemplo que melhor se conhece e ao mesmo tempo, o mais próximo de nós (1500 anos-luz) é o enxame do trapézio na nebulosa de Orion.

Para uma associação OB se formar é necessário que milhares de massas solares, principalmente hidrogénio molecular, seja comprimida numa região inferior a um parsec.

Dado que as estrelas maciças jovens produzem fotões suficientemente energéticos para produzir ionização do meio envolvente, um dos primeiros sinais da sua formação é o aparecimento de regiões ionizadas compactas. 

As estrelas de pequena massa começam por ser núcleos moleculares pré-estelares e passam por várias etapas (desde a Classe 0 até à III ), que se caracterizam por um aumento de emissão de radiação infravermelha a partir da estrela central e uma diminuição de emissões do sub-milímetro a partir da poeira do disco de acreção.

Para as estrelas de grande massa parece não haver uma relação entre os estados de evolução e a distribuição espectral de energia, análoga ao que se conhece para as estrelas de pequena massa.

Kobulnicky et al (2000), a partir da literatura actual, apresentam uma sequência evolucionária possível para essas estrelas, como se pode ver na figura seguinte.



Evolução Estelar

As estrelas passam a maior parte da sua vida num delicado “equilíbrio” entre a pressão do gás no seu interior, que se opõe à contração provocada pela gravidade.

O equilíbrio delicado a que me referia no parágrafo anterior é sustentado pela fusão do hidrogénio no seu núcleo. A esta fase da vida das estrelas, chamamos de sequência principal.
 

Quando o combustível nuclear termina no interior de uma estrela, o seu núcleo é constituído por hélio  mas, estes núcleos, não fundem à temperatura a que os núcleos de hidrogénio fundem, pelo que temporariamente temos um núcleo de hélio inerte. Deste modo, a energia (que era de origem nuclear), «cai» e o peso das camadas exteriores «obrigam» o núcleo a contrair-se. Esta contração, não é suficiente para produzir energia nuclear, no entanto, como a energia gravitacional está constantemente a produzir energia térmica, aquece o núcleo e as camada envolventes ao núcleo começam a fundir o hidrogénio. 

A massa do núcleo de hélio aumenta, pois o hidrogénio ao ser fundido produz mais hélio, que «cai» por ação da gravidade para o núcleo inerte, aumentando este. Nesta fase da vida da estrela, há uma expansão das camadas exteriores, o que num diagrama Hertzsprung-Russel corresponde à estrela deslocar-se para cima e para a direita – temos a chamada fase de gigante vermelha.


Na fase de gigante vermelha, a estrela está a produzir mais energia do que a necessária para contrabalançar o seu próprio peso. O teorema de virial, foi o «actor principal», pois o núcleo de hélio não tem a temperatura suficiente para gerar a energia nuclear, pelo que sofre uma contração, sendo a energia libertada «irradiada» para as camadas exteriores.


Vénus: Planeta gémeo da Terra

 

Vénus é o segundo planeta do sistema solar a contar a partir do Sol e é muitas vezes referido como sendo o planeta irmão da Terra, atendendo a que a sua massa e raio é bastante semelhante ao planeta em que vivemos.

O planeta tem um movimento de rotação lento e, deste forma, desprovido de um campo magnético, pelo que não "gera" um escudo de defesa suficiente para proteger o planeta. Assim, as partículas do vento solar (provenientes do Sol), que viajam a velocidades supersónicas, ao atingirem a atmosfera superior do planeta, vão participar em ionizações (por colisões) e consequentemente, as espécies aí presentes, escapam para o espaço! 

Um «enigma» muito interessante é a ausência de água no planeta Vénus quando comparado com o planeta Terra, facto intrigante, atendendo a que ambos os planetas surgiram da mesma nebulosa solar e apresentam características semelhantes.

A explicação poderá estar no facto da água ter escapado para o espaço...

A figura seguinte mostra a comparação (em tamanho) do planeta Vénus e do planeta Terra.



A descoberta das Anãs Brancas

Em 1838, Friedrich Bessel verificou após cuidadosas medições que a estrela Sírio tinha trajectória que se desviava ligeiramente de uma linha recta.

Após dez anos de observações precisas, Bessel concluiu que Sírio era um sistema estelar binário. Apesar de não ser capaz de detectar a companheira, deduziu o período orbital do sistema e consequentemente a posição dessa companheira. Só em 1862, com o americano Alvan Clark, se conseguiu observar Sírio B e, posteriormente, calcular as suas massas.

Na altura da descoberta, as duas estrelas encontravam-se no máximo da sua separação ângular e a sua diferença de luminosidades era do que levou os espectroscopistas a pensarem que Sírio B seria fria e vermelha.

Foi só em 1910 que se constatou que se estava perante uma nova classe de estrelas bastante diferentes das estrelas normais, quando Russel pôs em evidencia a existência de uma estrela isolada, do tipo A, muito quente, mas com uma luminosidade com algumas ordens de grandeza inferior à luminosidade das outras estrelas do mesmo tipo espectral, no diagrama HR.

A estrela isolada, era a 40 Eridani B, a primeira anã branca identificada como tal. O nome atribuído (anã branca) deveu-se ao facto de que a estrela em questão, era branca ( em inglês, white) e de raio muito pequeno – uma estrela anã (do inglês, dwarf), quando comparada com a maioria das estrelas. Posteriormente, identificou-se mais duas anãs brancas, Sírio B e Van Maanen 2, tendo-se determinado as respectivas massas e raios. 

Em 1920 só eram conhecidas três anãs brancas (situadas numa região vizinha ao Sol de 5 parsecs), no entanto, Eddington (1926) já previa que deveriam ser os «objectos» mais comuns na nossa galáxia, tendo escrito acerca delas, o seguinte: “Temos uma estrela de massa aproximadamente igual à do Sol e de raio muito mais pequeno do que Urano”.

Em 1928, Subrahmanyan Chandrasekhar, foi para Inglaterra para estudar em Cambridge com o astrónomo britânico Sir Arthur Eddington. Durante a viagem desde a Índia, Chandrasekhar deduziu qual poderia ser o tamanho máximo de uma anã branca para que ela não colapsase, depois de ter esgotado todo o seu combustível.

Segundo Chandrasekhar, quando a estrela se contrai, os electrões aproximam-se uns dos outros, e portanto, segundo o princípio de exclusão de Pauli, teriam de ter velocidades muito diferentes. Isto levava-os a afastarem-se uns dos outros fazendo com que a estrela se expandisse. Uma estrela poderia então manter-se com um raio constante, equilibrada por uma repulsão, tal como anteriormente a gravidade era equilibrada pelo calor. Só que no presente caso, é equilibrada por uma «pressão quântica» - a pressão de degenerescência do electrão, que não depende da temperatura, mas da densidade do gás electrónico.

A descoberta de Chandrasekhar, conhecido como o limite de massa de Chandrasekhar, conduziu às primeiras pistas para a compreensão da evolução estelar

Por volta de 1939 eram conhecidas cerca de 18 anãs brancas, e em 1950 o número já tinha aumentado para cerca de 111.

Uma vez que as anã brancas são demasiado ténues, foram descobertas muito próximas do Sol. Actualmente, são conhecidas as propriedades de mais de 200 anãs brancas, na nossa galáxia.

A Via Láctea

Chamamos de Via Láctea à galáxia onde vivemos, e é conhecida desde os tempos mais antigos. 

Os gregos comparavam a faixa de estrelas que tão bem se pode observar no Verão, a um «rio de Leite», daí o nome  Via Láctea.

É uma galáxia do tipo espiral.

Observada de perfil ou por cima, assemelha-se a um disco achatado, com um núcleo central.

O núcleo é constituído por estrelas velhas (vermelhas e castanhas), enquanto os braços espiralados são ricos em gases e poeiras, a "matéria prima" das estrelas, daí poderem ser considerados o «berçário das estrelas».

O Halo, região em torno da galáxia, contém as estrelas mais antigas ( os enxames globulares), e matéria escura.


Universo: Alguns factos!

O Universo é tudo o que existe!

O Universo é tão grande que contém um incontável e inimaginável número de estrelas.

Contudo, e por muito estranho que pareça, consiste essencialmente em espaço vazio e matéria ainda por detectar ( a matéria escura).

Existe um maior número de estrelas no Universo do que qualquer outro tipo de objecto na Terra.


Há cerca de 100 mil milhões de galáxias no Universo. Cada uma dessas galáxias contém aproximadamente 100 mil milhões de estrelas. A imagem anterior é a estrutura do nosso Universo a grande escala (com a nossa galáxia no centro).

De acordo com as observações actuais, o Universo começou com uma explosão tremenda e ainda continua em expansão. (Teoria do Big Bang)

Os cientistas conseguem contar a história do Universo até ao chamado tempo de Plank, (10-43s), depois do Big Bang ter acontecido.

De acordo com as observações astronómicas mais recentes o Unverso é ainda um bébé. Estamos pois a referri-nos a uma idade de cerca de 15 mil milhões de anos!!

A Terra e a Esfera Celeste

Os astrónomos na antiguidade imaginaram que as estrelas se encontravam “fixas” numa enorme esfera – a esfera celeste.



· Em consequência do movimento de rotação da Terra em torno do seu eixo, parece, a um observador terrestre, que:

O Sol e as estrelas giram em volta da Terra de este para Oeste, dando uma volta completa em cada 24 horas (movimento diurno).

· Em consequência do movimento de translação da Terra, o movimento diurno aparente dos astros sofre algumas variações:

As estrelas aparecem todos os dias quatro minutos mais cedo, o que equivale a duas horas por mês.

O sol move-se, relativamente às estrelas, de Oeste para Este, realizando num ano a volta completa à Esfera Celeste.


Atividade prática: Relógio de Sol

Vamos construir um relógio de Sol em papel. 

Para o efeito, clica em cima da imagem e terás acesso a toda a informação necessária.

Deves imprimir o relógio da página 15 ou 16 dependendo se estás no Verão ou no Inverno.

Bom trabalho e diverte-te.



Teoria do Big Bang: somos velhinhos...!

Imaginemos que o Joaquim nasceu há dez anos. Se lhe perguntar a idade dir-me-á que tem dez anos. Mas será essa a sua verdadeira idade? 

Do ponto de vista fisiológico, sim! Do ponto de vista físico-químico, não! Confuso? Vejamos a verdadeira realidade subjacente a uma questão tão simples quanto esta. Como todos sabem, somos constituídos por pequenas partículas a que os físicos designam por átomos, tais como de carbono (átomo base da vida na Terra), oxigénio, ferro, entre outros. 


A teoria que explica a formação do Universo é a do Big Bang, e de acordo com essa teoria tudo o que existe foi criado há cerca de quinze mil milhões de anos – idade consensual na comunidade cientifica. Assim, as galáxias, os planetas e nós, somos fruto dessa grande produção de matéria criada após o Big Bang. Os átomos que se produziram em maior quantidade, após o Big Bang, foram os de hidrogénio (cerca de 75%) e de Hélio (cerca de 25%). 

As estrelas formaram-se a partir destes últimos e espalharam no espaço (de acordo com a teoria estelar) os restantes átomos que constam na tabela periódica (muitos deles que fazem parte de nós). Assim sendo, à resposta «quantos anos tem o Joaquim?», a resposta adequada (vista do prisma dos físico-químicos) é quinze mil milhões de anos… Interessante, não é?