Aula 4-1 - Estrelas

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Sistema Solar, Estrelas e Galáxias – AULA 4.1 
Astronomia 
Prof. Msc. Durval Bertoldo Menezes 
 
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A LEI DE TITIUS-BÖDE 
 
No século XVIII, dois astrônomos alemães, Titius e Johann Bode (1747-1826), descobriram que as distâncias, 
𝑫, dos planetas ao Sol podem ser descritas por uma lei com a forma abaixo: 
 
𝐷𝑝𝑙𝑎𝑛𝑒𝑡𝑎 𝑎𝑜 𝑆𝑜𝑙 = 0,4 + 0,3(2
𝑛) (1) 
 
Onde a distância 𝑫 é dada em relação à distância Sol-Terra e 𝒏 é o índice associado ao número do planeta 
em ordem a partir do Sol. Para Mercúrio 𝑛 = 0, para Vênus 𝑛 = 1, para a Terra 𝑛 = 2 para e assim 
sucessivamente. O número 3 corresponde ao cinturão de asteróides entre as órbitas de Marte e Júpiter. Na 
época da publicação dessa lei, ainda não se conheciam os planetas não visíveis a olho nu. A Tabela mostra 
uma comparação entre a Lei de Titius-Böde e os valores atuais. Veja que a Lei se aproxima muito dos valores 
reais. 
 
PLANETA 𝒏 LEI DE TITIUS-BÖDE OBSERVADO 
MERCÚRIO 1 0,4 0,387 
VÊNUS 2 0,7 0,723 
TERRA 3 1,0 1,000 
MARTE 4 1,6 1,524 
ASTEROIDES 5 2,8 
JÚPITER 6 5,2 5,204 
SATURNO 7 10,0 9.582 
URANO 8 19,6 19,201 
NETUNO 9 38,8 30,047 
PLUTÃO 10 77,2 39,24 
 
Ainda não existe uma explicação para essa relação. Assim, não se sabe se é uma simples coincidência 
matemática ou se está realmente ligada ao processo de formação/estabilidade do sistema solar. 
 
A mecânica associada ao movimento dos planetas em torno do Sol somente foi desvendada a partir da Lei 
da Gravitação Universal. Uma das consequências é o caso do movimento do Sol em virtude da força de ração 
que os planetas fazem sobre o Sol. O Sol atrai os planetas e os planetas atraem o Sol, isso constitui em par 
de ação e ração, de acordo com a 3° Lei de Newton. 
Para que você possa compreender melhor essa situação, imagine que você amarre em um barbante uma 
pedra pesada e a faça girar segurando o barbante na outra extremidade. O movimento da pedra irá fazer que 
sua mão se movimente também, isso ocorre com o Sol, pois o movimento dos planetas em torno do Sol faz 
por reação que o sol se mova também, onde o barbante nesse caso seria a força gravitacional entre os dois, 
Sol e planeta. 
 
 
 
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Vamos analisar o caso de Júpiter, o maior planeta do nosso sistema solar. A figura abaixo mostra a trajetória 
descrita por Júpiter e a trajetória descrita pelo Sol. O movimento do Sol é induzido pelo movimento de 
Júpiter, devido a reação da força de atração gravitacional. 
 
 
 
 
 
 
O NASCIMENTO DAS ESTRELAS 
 
AS NUVENS INTERESTELARES: BERÇÁRIO DAS ESTRELAS 
 
A maioria das estrelas da nossa Galáxia foram formadas há muito tempo. Apesar disso muitas estrelas são 
ainda jovens e novas estrelas também estão se formando, como podemos observar na nebulosa de Orion, 
por exemplo. As novas estrelas nascem nas grandes nuvens de gás e poeira - nuvens escuras - que se 
espalham pelo meio interestelar. Estas nuvens são formadas por mais de 80% de Hidrogênio (na forma 
molecular, H2), uns 18% de Hélio e umas “pitadinhas” - 1% a 2% - de elementos mais pesados. 
Estas nuvens, também chamadas nuvens moleculares, são imensas: várias centenas de parsecs, chegando a 
mil anos-luz. Elas contêm grande quantidade de massa, de centenas a milhares de vezes a massa do Sol. Algo 
como 10% de toda a massa da nossa Galáxia está na forma de nuvens moleculares: uma massa equivalente 
a 10 bilhões de sóis. Se todas elas fossem convertidas em estrelas, a nossa Galáxia seria provavelmente uma 
das mais brilhantes (e nós, na Terra, morreríamos torrados com a imensa radiação proveniente das estrelas... 
Felizmente, em condições normais, as nuvens moleculares não são muito produtivas. A maioria delas passa 
milhares de anos sem atividade alguma. Na Galáxia inteira nascem menos de uma dezena de estrelas por 
ano! 
A maioria das estrelas jovens da Galáxia encontram-se próximas de seus locais de nascimento e ainda estão 
envolvidas pelos restos das nuvens que lhes deram origem. Muitas vezes vemos centenas de jovens estrelas 
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reunidas em aglomerações, chamadas de associações O.B . Um exemplo são as Plêiades, mostrada na figura 
abaixo (As Plêiades são também conhecidas entre nós como os 7 “estrelos” ou cyiuce, em língua tupi). Em 
casos como este, fica claro que as estrelas nasceram mais ou menos ao mesmo tempo, de uma mesma nuvem 
interestelar. 
 
As estrelas das plêiades nasceram aproximadamente há 60 milhões de anos atrás e ainda estão “vestidas” com os restos 
de sua nuvem-mãe. 
 
POR QUE NASCEM AS ESTRELAS ? 
 
As grandes nuvens moleculares geram estrelas no seu interior por causa de um fenômeno conhecido como 
instabilidade gravitacional. Num certo sentido, a instabilidade gravitacional pode ser entendida como o 
inverso do equilíbrio hidrostático que prevalece nas estrelas. Nesse caso o peso de uma camada é equilibrado 
pela diferença das pressões nos dois lados da camada. Se, por alguma razão, o peso da camada superar a 
diferença de pressões, teremos o inicio de um movimento de contração que pode se transformar num 
colapso, isto é, todas as camadas se precipitam em direção a um centro ao mesmo tempo. Forma-se um 
coágulo de gás mais denso e quente no interior da nuvem: é a proto-estrela. À medida que a contração se 
desenvolve, a temperatura interna do coágulo aumenta até que, em algum momento, as condições de 
densidade e temperatura tornam-se favoráveis ao início da fusão do Hélio e a consequente produção de 
energia nuclear. Assim nascem as estrelas. As grandes nuvens interestelares são muito frias, algo como 10 oK 
a 100 oK , isto é, menos que -200 oC ! Por outro lado elas são também muito pouco densas: menos que 10-22 
gramas/cm3, correspondente a algumas dezenas de átomos por cm3. Sendo assim tão pouco densas, elas 
facilmente encontram o equilíbrio hidrostático, apesar das baixíssimas pressões internas. Na verdade, não é 
raro encontrarmos nuvens moleculares em expansão: quer dizer, suas pressões internas são maiores que as 
forças de gravitação! 
Como podemos ver, a situação das nuvens moleculares não é em nada propícia à geração de estrelas no seu 
interior. Isto talvez explique a sua baixa produtividade. Como, então, nascem as estrelas? Ocorre que as 
nuvens sofrem também a ação de outros fatores, externos e internos a elas, capazes de comprimi-las 
localmente, aumentando a densidade local e assim provocando instabilidades gravitacionais locais. O 
principal fator externo são os braços espirais da Galáxia, que é o fator mais importante, pois é ele que dá 
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início ao processo; o principal fator interno são as explosões das estrelas mais jovens e maior massa (estas 
estrelas em explosão são as chamadas estrelas Supernovas), formadas no interior da própria nuvem e que 
fazem com que o processo de formação estelar se propague por toda a nuvem, como um incêndio numa 
floresta seca. 
 
RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO E ATMOSFERAS ESTELARES 
 
Para caracterizar o estado da matéria, a partir da radiação eletromagnética que emite, é interessante utilizar 
o conceito de corpo negro, definido como um corpo que absorve toda a energia que incide sobre ele, sem 
refleti-la. Como a radiação eletromagnética em equilíbrio térmico com um corpo negro fica caracterizada 
apenas pela temperatura (T), esse corpo emite radiação que depende exclusivamente de sua temperatura. 
Esse conceito é uma idealização, haja vista que nenhum objeto real comporta-se como um corpo negro, e a 
radiação emitida depende, além da temperatura, da composição química. As estrelas, tais como outros 
corpos quentes, irradiam energia eletromagnética em todos os comprimentos de onda. Quanto mais quente 
for a estrela, mais energia ela emitirá, detal modo que a sua temperatura determina que comprimento de 
onda se apresente mais brilhante. As estrelas irradiam energia praticamente como um corpo negro, ou seja, 
um radiador teoricamente perfeito, e pela lei do deslocamento de Wien (Wilhelm Wien, 1864-1928), da 
radiação térmica, estabelece-se que o comprimento de onda 𝑚𝑎𝑥 ao qual o corpo negro emite a maior 
intensidade de radiação é inversamente proporcional à sua temperatura absoluta (T). Em outras palavras, o 
alemão Wien expressou o comprimento de onda máximo, cuja radiação térmica de corpo negro apresenta 
um pico para cada temperatura, conforme podemos ver na Figura abaixo. 
 
 
 
 
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INTERPRETAÇÃO FÍSICA DA RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO PARA SISTEMAS ESTELARES 
 
A partir da lei de Wien (ou deslocamento de Wien), podemos escrever que: 
 
𝑚𝑎𝑥𝑇 = 𝑤 (2) 
 
 
Onde 𝑚𝑎𝑥 é o comprimento de onda (em metros) cujo valor representa a máxima energia emitida para certo 
valor de 𝑇, enquanto 𝑇 é a temperatura absoluta de corpo negro (em Kelvin) e 𝑤 é a constante de Wien. 
A constante de Wien é de natureza empírica e seu valor é: 
 
𝑤 = 2,898.10−3 𝑚𝐾 
 
Assim se considerarmos que as superfícies estelares se comportam como um corpo negro, podemos estimar 
suas temperaturas efetivas a partir da medida de 𝑚𝑎𝑥, já o valor de 𝑚𝑎𝑥 é facilmente medidos por 
instrumentos de observações astronômicas. 
 
Exemplo: 
O comprimento de onda máximo medido do Sol é 𝑚𝑎𝑥 = 5100 �̇�. Então calcule a temperatura da fotosfera 
solar, sabendo que 
1�̇� = 10−10 𝑚 
E a constante de Wien: 
𝑤 = 2,898.10−3 𝑚𝐾 
 
Dessa forma se substituirmos os dados na equação (2) teremos: 
 
𝑚𝑎𝑥𝑇 = 𝑤 (2) 
 
5100.10−10. 𝑇 = 2,898.10−3 
𝑇 =
2,898.10−3
5100.10−10
 
 
𝑇 ≅ 5682 𝐾 
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Esse valor representa a temperatura da fotosfera solar. Esse valor de temperatura justifica a tonalidade do 
sol dentro do espectro visível cuja tonalidade tipicamente alaranjados e/ou amarelados. 
 
Por conseguinte, quanto mais quente for uma estrela, mais curto é o comprimento de onda no qual emite o 
seu máximo de radiação. Assim, o corpo negro emitirá mais radiação de comprimento de onda curta e 
teremos uma cor azulada, enquanto que, para temperaturas cada vez mais baixas, a energia emitida será em 
comprimentos mais longos e a cor tende para o vermelho. Para temperaturas intermediria, as estrelas são 
amarelas (nosso Sol). Assim é possível avaliar a temperatura de uma estrela por sua cor. 
 
 
DISTÂNCIAS DAS ESTRELAS PRÓXIMAS 
Paralaxe Trigonométrica 
 
As estrelas estão, na realidade, a bilhões de quilômetros 
além da nossa atmosfera. Por isso, determinar a 
verdadeira distância em que se encontram tem 
constituído um desafio para os astrônomos, ao longo de 
séculos. Usando método da paralaxe trigonométrica 
(válido para distâncias angulares da ordem de segundos 
de arco), medem-se as distâncias das estrelas mais 
próximas, determinando se a posição de uma delas 
relativamente às outras e, seis meses mais tarde, quando 
o movimento de translação da Terra levar os telescópios 
para uma posição diametralmente oposta à do Sol, volta-
se a medi-las. Como pode ser visto na Figura ao lado, onde 
UA é a unidade astronômica (1𝑈𝐴 = 150.000.000 𝑘𝑚) é 
a distância média da Terra ao Sol. As estrelas próximas 
parecem se deslocar em relação às mais distantes (estrelas de fundo) à medida que a Terra se translada em 
volta do Sol, e essa variação aparente na posição de uma estrela, quando é observada de dois pontos opostos 
da órbita da Terra, chama-se paralaxe estelar. 
Se aplicarmos a relação trigonometria tangente ao problema acima podemos encontrar com facilidade a 
distância 𝑑. 
 
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Sabemos que: 
𝑡𝑔(𝑝) =
𝑑𝑖𝑠𝑡â𝑛𝑐𝑖𝑎 𝑇𝑒𝑟𝑟𝑎−𝑆𝑜𝑙
𝑑
=
1𝑈𝐴
𝑑
 (3) 
Logo teremos que: 
 
𝑑 =
1𝑈𝐴
𝑡𝑔(𝑝)
 (4) 
 
Mas sabemos que para ângulos muito pequenos, o que é nosso caso, temos que a tangente de um ângulo 
tente ao próprio ângulo em radianos, ou seja: 
 
𝑡𝑔(𝑝) → 𝑝 (5) 
 
Se: 
𝑝 → 0 (6) 
 
Assim podemos escrever a equação (4) da seguinte forma: 
 
𝑑 =
1𝑈𝐴
𝑝
 (7) 
 
Ou seja a distância da estrela é igual a distância da Terra ao Sol dividida pelo ângulo de paralaxe em radianos. 
Assim a distância da estrela (𝑑) pode ser calculada a partir do seu angulo de paralaxe (𝑝), que é metade da 
variação angular aparente da sua posição. Como as paralaxes estelares são muito pequenas, inferiores a 1”, 
são medidas em segundos de arco, onde 1” =
1
3600
 𝑔𝑟𝑎𝑢𝑠. 
Vamos então calcular a distância que se encontra uma estrela cujo ângulo de paralaxe é 1”. 
 
Observe que temos que transformar esse ângulo para radianos. E podemos fazer isso usando a fórmula de 
transformações dada na equação (8), a seguir. 
 
Â𝑛𝑔𝑢𝑙𝑜 (𝑟𝑎𝑑) =
Â𝑛𝑔𝑢𝑙𝑜 (𝑠𝑒𝑔).𝜋
648000
 (8) 
 
 
 
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Assim o ângulo de 1 segundo é: 
Â𝑛𝑔𝑢𝑙𝑜 (𝑟𝑎𝑑) =
1′′. 𝜋
648000
 
 
Â𝑛𝑔𝑢𝑙𝑜 (𝑟𝑎𝑑) = 4,849.10−6 𝑟𝑎𝑑𝑖𝑎𝑛𝑜𝑠 
 
Substituindo esse valor na equação (7) teremos a distância da estrela. 
𝑑 =
1𝑈𝐴
𝑝
 (7) 
 
𝑑 =
1𝑈𝐴
4,849.10−6
 
 
𝑑 = 206264,80 𝑈𝐴 
 
Ou seja essa estrela está a uma distância de 206264,8 vezes maior que a distância da Terra ao Sol. Podemos 
ainda calcular essa distância em quilômetros. 
 
𝑑 = 206264,80 𝑈𝐴 𝑥 150.000.000 
 
𝑑 = 30.939.720.937.064 𝑘𝑚 
 
É uma distância muito grande para nossos padrões mas pequena para as distâncias astronômicas. 
 
GALÁXIAS 
 
INTRODUÇÃO 
Numa noite escura e longe das luzes da cidade, vemos que, independente de que região na Terra estivermos, 
é notável a existência de uma faixa concentrada de estrelas que cruza o céu. Essa faixa é chamada de Via 
Láctea: a Galáxia onde nosso Sistema Solar está localizado. A forma mais simples de perceber que a Via Láctea 
é uma galáxia é observar a emissão rádio ao longo do plano; a faixa de estrelas que vemos no céu é o plano 
da Galáxia. Veja um esboço da sua estrutura na figura abaixo 
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Vista representativa da estrutura da nossa Galáxia, com o disco representado em branco. O halo tem uma 
forma circular e circunda todo o disco. A distância do Sistema Solar ao centro da Galáxia está representada 
do lado esquerdo da figura em aproximadamente 30 mil anos luz . 
Ela possui a forma de uma espiral, sobre a qual falaremos nessa seção e é constituída de um disco com um 
núcleo (a região do plano) e um halo com a forma aproximadamente esférica que envolve o disco. 
 
A ESTRUTURA DA NOSSA GALÁXIA 
 
Somente podemos ver a olho nu a faixa de estrelas que constituem o disco da Galáxia, mas existem outros 
dois componentes tão importantes quanto as estrelas: o gás interestelar e a poeira. Vamos então discutir 
qual é a forma da nossa Galáxia. Conforme mencionamos, podemos entender a forma da Galáxia se 
pensarmos num disco com um bojo no centro, envolvido por um halo esférico. O diâmetro desse disco, 
estimado através das medidas de hidrogênio através do plano, é da ordem de 100000 anos luz. A espessura 
do disco é muito menor, da ordem de 2000 anos luz. O nosso Sistema Solar encontra-se a cerca de 30000 
anos luz do centro da Galáxia, num dos braços espirais. 
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Como visto no capítulo sobre as estrelas, ao observarmos as estrelas notamos que a imensa maioria delas se 
distribui ao longo da seqüência principal no diagrama HR.Tipicamente, as estrelas podem ser divididas em 
dois grupos: tipo I, que caracteriza as estrelas mais jovens e com composição química mais heterogênea 
(formadas de hidrogênio, hélio e uma fração de elementos mais pesados que os dois), e tipo II, as mais 
antigas, com composição química mais homogênea (praticamente só hidrogênio e hélio), semelhante à da 
nuvem-mãe que deu origem à Galáxia. As estrelas mais jovens acabam, pela estrutura dos braços espirais e 
gravidade local, concentrando-se em regiões próximas do plano. As estrelas mais antigas estão 
principalmente localizadas em aglomerados globulares, espalhados pelo halo. 
Essa concentração de estrelas em aglomerados é normal e observada na nossa e em outras galáxias. 
Aglomerados estelares são extremamente importantes no estudo da evolução estelar e galáctica. Objetos 
formados em aglomerados possuem tipicamente a mesma composição química, a mesma idade e estão 
situados aproximadamente à mesma distância de nós. Então, estudar as estrelas em aglomerados nos 
permite ver objetos em estágios evolutivos diferentes, mas que foram formados a partir das mesmas 
condições iniciais. Classificamos os aglomerados em abertos e globulares. Aglomerados abertos estão 
concentrados no disco e contém, em média, 100 objetos, quase que só do tipo I. Eles são um grupo esparso, 
cujas componentes estão ligeiramente ligadas pela gravidade. Exemplos clássicos de aglomerados abertos 
são as Plêiades e as Híades (na constelação de Touro). 
 
M45, um dos mais brilhantes e próximos aglomerados abertos conhecido. Também conhecido como 
Plêiades, ele contém cerca de 3000 estrelas e encontra-se a ~ 400 anos-luz da Terra. (Ref: 
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod). 
 
 
Já os aglomerados globulares, mencionados no parágrafo anterior, são fortemente ligados pela gravidade, 
possuem uma forma esférica bem definida (com raio da ordem de uns 100 anos luz) e contém cerca de 
100000 estrelas. A maioria das estrelas componentes são do tipo II. 
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod
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Messier 80, um dos 147 aglomerados globulares conhecidos na Galáxia, localizado a 28,000 anos-luz da Terra, 
M80 contem centenas de milhares de estrelas, ligadas por sua atração gravitacional mútua (Ref: 
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod). 
 
 
Vamos olhar agora para os outros componentes das galáxias: as nuvens de gás e poeira. As nuvens de gás 
interestelar são uma espécie de resíduo do processo de formação das estrelas. Regiões espalhadas pela 
nuvem se condensam e dão origem às estrelas; o gás que resta após o processo de formação continua 
espalhado entre as estrelas e “confinado” ali pela força da gravidade. A existência de nuvens ao longo do 
plano da Galáxia e em seus braços é responsável pelo obscurecimento (absorção da luz emitida pelas estrelas 
mais distantes) ao longo do plano. Partículas de poeira cósmica são também responsáveis pelo 
obscurecimento ao longo do plano Galáctico na faixa óptica. O tamanho dos grãos de poeira é da ordem de 
alguns milésimos de milímetros e emitem principalmente radiação infravermelha. Essa emissão é uma forma 
de reprocessamento da luz visível, absorvida pelos grãos, utilizada para aquecê-los e depois retransmitida no 
infravermelho. 
O astrônomo Robert Trumpler mostrou, em meados da década de 30, que poeira e gás eram responsáveis 
pelo obscurecimento do plano Galáctico. Vemos uma grande quantidade de estrelas espalhadas pelo plano, 
mas não conseguimos ver outras galáxias através dele exatamente por essa razão. Ao olhar para fora do 
plano, vemos menos estrelas e mais galáxias distantes. Trumpler mostrou que a luz emitida pelas estrelas é 
reduzida pela metade a cada 3000 anos luz percorridos ao longo do plano galáctico. Assim a radiação emitida 
do centro da Galáxia chega até nós (localizados a 30000 anos luz do centro) com uma intensidade (1/2)10, ou 
seja, aproximadamente 0,001 vezes a intensidade inicial, devido à absorção pelas nuvens de gás e poeira. 
Como sabemos então que ela tem a forma de uma espiral, com braços ao redor de um núcleo? Mapeamos a 
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod
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estrutura de “disco + halo”, mencionada no começo dessa seção, utilizando a emissão rádio e infravermelho, 
cujos comprimentos de onda são pouco absorvidos, para traçar o contorno da Galáxia usando medidas nos 
braços espirais. 
 
Emissão de rádio no comprimento de onda de 21 cm, produzida por hidrogênio neutro, e usada para 
mapear os braços espirais da Via Láctea 
 
mostra um mapa de emissão sincrotron de todo o céu, com destaque para o plano da nossa Galáxia, feito na 
frequência de 408 MHz. Esse mapa, feito por Haslam e colaboradores, é famoso por ter sido montado a partir 
da combinação de medidas em diversos telescópios ao longo de 15 anos. A maior parte da emissão 
concentra-se no plano da Via Láctea (que tem a forma de uma “corcova”) e um bom número de radiofontes 
individuais dentro e fora da Galáxia aparecem também na figura. 
 
Mapa de emissão sincrotron feito por Haslam e colaboradores. A frequência de observação é 408 MHz e o 
plano da Galáxia é a faixa escura, situada no centro do mapa. Nesse mapa não se observa estrelas 
individuais, mas radio fontes extensas e restos de supernovas (Ref: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod).