Estrelas Binárias

Estrelas são esferas de gás ionizado ligadas gravitacionalmente que passam boa parte de suas vidas transformando hidrogênio em hélio na chamada sequência principal. A síntese de elementos mais pesados é feita no núcleo estelar, mas esta fase posterior da evolução estelar dura menos tempo do que a sequencia principal (ver figura 1).

No universo, observa-se que grande parte das estrelas são na verdade pares de estrelas conhecidas como sistemas binários. Estes sistemas são ligados gravitacionalmente e classificados de acordo com a maneira pela qual foram descobertos.

Binárias visuais é a classificação de sistemas binários que podem ser observados pelo telescópio como um par de estrelas associadas gravitacionalmente. Muitas vezes vemos a olho nu uma única estrela e quando apontamos um telescópio ou luneta para esta estrela ela se revela como um sistema binário. Esta ocorrência é muito comum. A constelação da Ursa Maior é um exemplo composto por dois sitesmas de estrelas binárias, sendo portanto formada por quatro estrelas.

Binárias astrométricas, é a denominação que recebe o sistema cuja estrela principal orbita em torno de um espaço aparentemente vazio. Na verdade, a estrela principal (mais brilhante) orbita em torno de uma estrela menos brilhante que é ofuscada pela primária. Detecta-se a existência de uma estrela secundária através das ondulações no movimento da estrela primária. Um exemplo de binárias astrométricas é o sistema da estrela Sírius.

Binárias eclipsantes são sistemas cujas estrelas eclipsam uma à outra. Isto só é possível de ser observado quando observamos o plano da órbita de perfil. As binárias eclipsantes são interessantes porque através da observação dos seus ciclos de brilho (Ver figura 2), pode-se calcular a relação entre suas massas, a distância que as separa e outros parâmetros de interesse.

Binárias espectroscópicas consistem em um par de estrelas cujos espectros de linhas mudam de posição devido ao movimento orbital do par interagente. Devido ao Efeito Doopler, as linhas podem se deslocar para o azul, quando a estrela se aproxima do observador ou se desloca para o vermelho se a estrela se afasta do observador.

Pode-se utilizar a observação de diversos parâmetros derivados a partir da observação de estrelas binárias para se determinar a massa de estrelas distantes. Além disso, o estudo de sistemas binários possibilita o entendimento destes sitemas que são tão comuns no universo. 

Figura 1: Relação existente entre uma luminosidade de uma estrela e sua temperatura superficial, conhecido como diagrama HR. A faixa mais povoada que vai do canto superior esquerdo ao inferior direito é a chamada sequëncia principal. Crédito da imagem: http:\\astro.if.ufrgs.br. 

Figura 2: Ciclo de brilho em um sistema binário. O brilho cai um pouco quando a estrela primária eclipsa a secundária e cai mais ainda quando a secundária eclipsa a primária. Crédito da imagem: http://dgrzar.net63.net/variables/

Referências:

Filho, K.S.O., Astronomia e Astrofísica, 2° ed.

http://astro.if.ufrgs.br/bin/binarias.htm 

http://pt.wikipedia.org/wiki/Estrela_bin%C3%A1ria#Resultados_de_pesquisas

Na literatura especializada:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=binaries&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

As Galáxias Starburst

         Galáxias Starburst apresentam altas taxas de formação estelar, transformando grande quantidade de gás em estrelas. As taxas podem chegar a 10^-5 M_solares/ano. Isso significa que o fenômeno starburst ou a formação de estrelas não pode ser mantida indefinidamente simplesmente porque a galáxia esgota sua reserva gasosa.

          Nestas galáxias, estrelas jovens e quentes ionizam o gás a sua volta criando as chamadas região H II, ricas em Hidrogênio ionizado. Grupos de estrelas muito quentes são conhecidas como associações OB. Essas estrelas queimam muito rápido e são propensas a explodir no final de suas vidas como supernovas. Depois da explosão da supernova, o material ejetado se expande e se torna uma remanescente de supernova que interage com o meio interestelar. Futuras gerações de estrelas, formadas a partir deste material processado, possuirão metalicidades mais elevadas.

 Devido à presença de estrelas jovens, grande parte da luminosidade das galáxias starbursts está no ultravioleta. Observações no ótico revelam ainda espectros de linhas de emissão característicos, onde são evidentes as linhas de emissão de Balmer e outras linhas produzidas pelo gás.

             Os grãos de poeira associados ao gás molecular absorvem grande parte da radiação produzida pela formação estelar, o que torna difícil determinar muitas de suas propriedades básicas que são: taxa de formação estelar, intensidade e duração.  O fenômeno starburst cessa devido à exaustão do gás que alimenta a formação acelerada de estrelas. Após esse período, a mesma taxa de formação não é mantida, impossibilitando a formação de estrelas. 

         Eventualmente, novos processos de colisão com galáxias vizinhas ou movimentos internos do gás podem criar condições favoráveis para a formação de estrelas. Muitas vezes, uma nova geração de estrelas é formada após dezenas de milhões de anos após as primeiras gerações.

Fig. 1: A Galáxia Antena, que é um par de galáxias em interação, é  também uma galáxia com formação estelar intensa. Acredita-se que movimentos de compressão do gás facilitem e proimovam a formação de estrelas. Foto do Telescõpio Espacial Hubble da NASA.

 Referências:

Fonte(s): en.wikipedia.org/wiki/Starburst_galaxy

Encyclopedia os Astronomy & Astrophysics, P. Murdin

Star Formation during Galaxy Formation, Bruce G. Elmergreen

 

Na Literatura Especializada:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=starburst+galaxies%0D%0A&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

A nebulosa de Órion

Nebulosas são objetos de muitas formas e tamanhos, que são constituídas de nuvens de poeira, gás e plasma e muitas vezes se localizam no interior das galáxias. A observação destes objetos depende do local de onde preendemos observá-las. Locais com muita poluição luminosa são desfavoráveis para estas e outras observações astronômicas. O olho humano tambẽm não consegue capturar imagens destes e outros objetos astronômicos. Por isto pode-se utilizar lunetas e telescópios com câmeras que nos permitem registrar objetos praticamente invisíveis a olho nú.

   

No hemisfério sul, no inverno, é possível localizar a nebulosa de Órion como uma mancha difusa na região entre as "Três Marias" (o Cinturão de Órion) e as estrelas Rigel e Saiph.

Uma das características das nebulosas é a presença de linhas de emissão em seus espectros (sua luz decomposta em comprimentos de onda). A presença destas linhas se explica devido à luz emitida pelo gás (composto basicamente de Hidrogênio) quando é estimulado pela radiação das estrelas jovens e quentes. As estelas emitem fótons altamente energéticos que são eventualmente capturados por átomos de Hidrogênio que se excitam no processo. Os átomos excitados atingem estados metaestáveis e mais energéticos e posteriormente emitem novamente estes fótons ao passarem de estados mais energéticos para estados menos energéticos. A nebulosa de Órion (Figura 1) é um tipo de nebulosa de emissão onde este processo de absorção e re-emissão de fótons está presente.

A nebulosa M42, mais conhecida como nebulosa de Órion, é uma das mais brilhantes e também uma das mais estudadas por astrônomos amadores. Ela se encontra a aproximadamente 1350 anos-luz (412 pc). Defini-se 1 Ano-luz como a distância que a luz é capaz viajar durante um ano no vácuo, sabendo que a velocidade da luz no vácuo é aproximadamente 300.000 Km/s. Já o Parsec é definido como a distância para a qual um objeto celeste teria uma parlaxe de um segundo de arco. Estas uniades de medida de distância são amplamente empregadas na Astronomia.

Além disso, a Nebulosa de Órion se estende por 12 anos-luz e possui uma temperatura de aproximadamente 10.000K perto do seu centro e muito menos do que isso próximo de sua borda exterior. Por ser umas das regiões com altas taxas de formação estelar em nossa galáxia, a região da nebulosa de Órion tem uma grande importância para a Astronomia.

Na direção da constelação de Órion, vemos uma gigantesca nuvem de gás interestelar em expanssão. De aocordo com estudos, esta núvem teria sido formada quando uma onda de densidade, relacionada à estrutura espiral da galáxia, movia-se pelo disco Galáctico.

Em 1928 Ira Sprague Bowen pesquisou sobre o problema das estranhas linhas presentes no espectro da nebulosa de Órion (Figura 2), que exibe linhas de emissão no comprimento de onda corespondente à cor verde. Este espectro não correspondia com o de nenhum elemento conhecido. O espectro mostrava que as linhas espectrais deviam ser emitidas por algum elemento de pouca massa atômica. Estudos posteriores ajudaram Bowen a demostrar que o espectro de linhas de emissão da nebulosa se origina devido à radiação que emitiam os átomos ionizados de oxigênio e nitrogênio ao passarem para níveis de menor energia.

Hoje em dia, vários telescópios em terra ou no espaço são capazes de captar a luz da Nebulosa de Õrion e de outras nebulosas em nossa galáxia ou galáxias vizinhas. Imagens e espectros nos ajudam a desvendar a constituição quĩmica, morfologia e a população estelar nestes fascinantes objetos.

 Figura 1: Nebulosa de Órion vista pelo telescópio Hubble no ótico (esquerda) e no infravermelho (direita). Percebe-se que a câmera infravermelha do Hubble consegue penetrar a poeira e resolver as estrelas no interior da nebulosa.

Figura 2: Espectro original da nebulosa de Órion, semelhante ao que Bowen obteve e cujas linhas de emissão ele não podia inicialmente explicar.

Referências:

http://www.on.br/glossario/alfabeto/u/unidades_de_medida.html

http://www.inovacaotecnologica.com.br/noticias/noticia.php?artigo=010130060116

http://atlas.zevallos.com.br/nebulae/m42.html

http://en.wikipedia.org/wiki/Orion_Nebula

nedwww.ipac.caltech.edu

Na literatura especializada: 

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=%C3%B3rion%0D%0A&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

Buracos Negros Super Massivos

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Para compreendermos o que de fato é um buraco negro supermassivo (BNS), primeiro precisamos entender o que é um “buraco negro”. Uma estrela possui um equilíbrio entre sua pressão interna e externa que gera uma força de dentro para fora impedindo que o peso das camadas externas esmague seu centro. Quando a estrela não possui mais combustível nuclear suficiente para gerar pressão interna, o corpo colapsa. A estrela torna-se tão densa, e sua gravidade é tão forte, que nem mesmo a luz ou qualquer radiação consegue sair. Chama-se esta estrela colapsada de “buraco negro”, uma vez que este corpo super-denso traga tudo a sua volta e não poder ser visto.

Por outro lado, Buracos Negros Supermassivos são, em geral, encontrados no centro das galáxias e podem ter se formados de três maneiras. A primeira se deve a um processo chamado de acresção de gases primordiais. Enquanto essa “poeira” alimenta o buraco negro, estrelas também surgem devido às colisões em outros pontos densos (desses gases) em volta do ponto gravitacional central. Com o buraco negro se torna supermassivo à medida que a galáxia se forma, temos uma relação muito curiosa entre a massa do BNS e a massa total da galáxia, de forma que o BNS tem aproximadamente 0,5% da massa total da galáxia em que se encontra. Outra maneira de se formar um BNS é com a colisão de duas galáxias pequenas com buracos negros em seus centros. Dessa interação surge um BNS a partir dos dois buracos negros originais das galáxias. A terceira maneira de se formar um BNS é quando o buraco negro no centro de uma galáxia espiral é alimentado pelas partes externas da galáxia através de uma barra, dando origem à um BNS.

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Uma maneira de se encontrar e estudar um BNS é analisando a velocidade das estrelas próximas do centro da galáxia, uma vez conhecida a velocidade da estrela e sua sua distancia até o centro da galáxia. Assim, pode-se facilmente calcular a massa central responsável pela atração gravitacional à qual a estrela está sujeita, utilizando a equação: M=rv²/G onde r é a distância da estrela até o centro de sua órbita, v é a velocidade tangencial dessa estrela e G é a constante gravitacional de Newton que vale aproximadamente 6,67x 10^(-11). Muitas vezes se encontram valores para  a massa central correspondente a milhões ou até bilhões de massas solares, o que caracteriza os BNS como supermassivos.

 Crédito da Imagem: NASA. Centro de M31, que abriga um buraco negro.

Referências:

www.if.ufrgs/~thaisa/bn

Astronomia e Astrofísica, Kepler Oliveira Filho & Maria de Fátima Oliveira, Editora Saraiva


http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=super+massive+black+holes&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1