Vistas da Terra as estrelas parecem minusculos pontos de luz brilhantes , porém de perto elas são imensas Maiores do que qualquer planeta , inclusive algumas maiores do que o nosso próprio Sol
O Sol é a estrela que governa o nosso Sistema Solar e é a estrela mais próxima da Terra . A estrela mais próxima do Sol é Alfa Centauri que se encontra a uma distância de 4 anos luz , ou seja mais de 36 trilhões de quilômetros A distância entre a Terra e o Sol equivale a uma unidade astrônomica ou seja 150 milhões de quilômetros Na velocidade da luz uma viagem para lá ia demorar cerca de 9 anos já com a nossa tecnologia atual ia demorar cerca de 50 mil anos
Existem Estrelas de vários tipos e tamanhos que emitem diferentes tipos de cores dependendo da sua massa e sua temperatura
Primeira vem as Estrelas de menor massa , as Anãs Vermelhas mais frias que nosso Sol e também menores que nosso Sol de 1/2 a 1/10 a massa e tamanho do nosso Sol . Para um planeta receber dessa estrela a mesma energia e calor que a Terra recebe do Sol precisaria de uma órbita tão próxima que um ano duraria apenas 6 dias terrestres . Além disso essas estrelas vivem intensamente podendo chegar a 14 trilhões de anos
Em seguida vem as Estrelas do tipo Anã Amarela como nosso Sol , porém Anã é um conceito relativo já que dentro do Sol caberia 1 milhão de Terras . O tempo estimado de vida do nosso Sol é de 10 bilhões de anos . A luz emitida por uma estrela como essa é em grande parte amarela
Para finalizar temos as estrelas gigantes podendo conter massa de 20 a 100 vezes a massa do Sol e até 1 bilhão de vezes o diametro do Sol A luz emitida por uma estrela como essa é em grande parte azul ou mesmo ultra violeta . Além disso quanto maior a massa menor o tempo de vida Estrelas assim podem viver de 1 milhão a 10 milhões de anos , e no fim de sua vida pode se transformar num buraco negro ou estrela de neutrons , dependo da sua gravidade
Comparação das maiores estrelas já conhecidas
Algumas estrelas como nosso Sol são solitárias , outras vivem em pares orbitando uma a outra é daí que se formam as constelações . Imagine um planeta orbitando estrelas assim , talvez não haveria noite , dependo do local os planetas poderiam produzir duas sombras , duas alvoradas , dois amanhecer .. enfim e por aí vai ....
Sistema de estrelas binárias
As estrelas fracassadas são anãs marrons que por não conter massa suficiente para se tornar uma estrela , torna-se uma estrela falida , apesar do nome não são marrons , são alaranjadas e a temperatura pode atingir até 1000 C
Estrela anã marrom muito pequena para ser uma estrela
Os principais componentes de uma estrela são os mesmos que os componentes dos planetas gasosos : Hidrôgenio e Hélio Uma estrela pode conter 80 % de hidrogenio 15 % de hélio e 5 %de outros elementos Para toda e qualquer estrela após esgotarem seu estoque de hidrogênio ela não viverá muito , ou seja isso acontece nos ultimos 10 % de vida da estrela
Estrelas enchem o Universo com seu brilho acredita-se que haja 400 bilhões de estrelas apenas em nossa galáxia e que haja mais de 200 bilhões de galáxias no Universo ou até mais Há mais estrelas no céu do que grãos de areia na Terra
Dependendo da órbita do planeta do planeta ele pode acabar sendo engolido pela estrela . Isso está acontecendo com ( nome do planeta ) que descreve uma órbita de algumas horas ao redor de sua estrela fazendo com que ele perca um fluxo constante de hidrôgenio e hélio e dentro de alguns anos só restará o núcleo do planeta que a essa altura já terá sido destruido pela estrela
Foto que mostra um planeta sendo engolido pela sua estrela , ele migrou perigosamente para perto de seu astro completando uma órbita em apenas algumas horas , agora a estrela destroe o planeta com sua poderosa gravidade
Isso também irá acontecer com o nosso Sol dentro de alguns bilhões de anos , ele irá se expandir e destruir todos os planetas ao seu redor . Em vez de 1 milhão e 400 mil quilômetros de diâmetro ele vai inchar até ficar com 140 milhões de quilômetros . A essa altura a Terra estará a 10 milhões de quilômetros de distância e será carbonizada pelo Sol
Foto que mostra como será a Terra quando o sol atingir o estágio anã vermelha Lá a Terra estará a 10 milhões de quilômetros do Sol e Mercúrio e Vênus já nem existirão mais
Em um segundo nosso Sol queima cerca de 600 toneladas de hidrogênio , isso a cada segundo de cada dia . Por isso dizemos que em um minuto nosso Sol produz tanta energia que a civilização humana jamais poderia produzir
Estrelas emitem luz e calor , mas também podem emitir tempestades magnéticas catastróficas , vento estelar destruitivo e radiação Seu campo magnético é intenso capaz de matar um viajante planetário em um segundo
No senso
comum, uma Constelação é um grupo de estrelas que aparecem próximas umas das
outras no céu que quando são ligadas formam uma imagem de um animal, objeto ou
seres fictícios. Em Gramática, é o coletivo de estrelas (qualquer conjunto de
estrelas pode ser chamado de constelação). Mas para a Astronomia, constelação é
uma região do céu, conforme proposto por Eugène Joseph Delporte em 1930 e
adotado pela União Astronômica Internacional.
Nesse
conceito astronômico, pertencem a uma constelação não somente estrelas, mas
qualquer objeto celeste que, visto a partir da Terra, esteja contido na mesma
região, mesmo sem qualquer ligação astrofísica com outro objeto ou estrela da
constelação. Na verdade, normalmente estão bastante distantes uns dos outros.
Tudo o que está em uma constelação mantém apenas um vínculo (uma ligação)
aparente.
Todos os
povos sempre observaram o céu- além de o observarem por prazer, também se
orientavam por ele- e projetaram nele imagens que faziam parte de sua vida
diária. No hemisfério sul reconhecem-se facilmente Crux e as Três Marias são
facilmente reconhecidas dentro do retângulo de Orion. Das constelações do
zodíaco, Scorpius é a que mais se parece com o nome que recebeu.
Diferentes
povos deram diferentes nomes a constelações, como a constelação de Ursa Major.
São
definidas 88 constelações, que podem ser classificadas em:
Boreais –
que localizam-se no hemisfério celestial norte,
Austrais –
que localizam-se no hemisfério celestial sul, e
Zodiacais -
que são cortadas pela eclíptica, localizando-se próximas dos limites entre os
hemisférios norte e sul celestes.
Equatoriais
- que são cortadas pelo equador celeste.
Algumas das
constelações boreais são: Andrômeda, Aries, Cygnus, Draco, Perseus e Ursa
Major. Já entre as austrais estão: Centaurus, Crux, Lupus e Sagittarius. São
visíveis na altura da linha do equador celeste, entre outras: Cetus, Pisces,
Capricornus e Orion.
Divisão das constelações nos
hemisférios
As
constelações podem ser divididas da seguinte maneira nos hemisférios:
Boreais:
Leo Minor, Lacerta, Ursa Major, Perseus, Lynx, Lyra, Hércules, Triangulum,
Corona Borealis, Cassiopeia, Andromeda, Auriga, Canes Venatici e Cygnus.
A teoria do
Big Bang não é um acontecimento igual a uma explosão da forma que conhecemos;
embora o universo observável com a ajuda das lentes dos modernos telescópios
espaciais ainda descreva um resultado de uma explosão (uma fuga cósmica), há
quem levante dúvidas se realmente houve algo que explodiu ou se foi uma
explosão a causa dessa dilatação observada.
Alguns
afirmam que o termo "Big Bang" é utilizado como uma aproximação para
designar aquilo que também se costuma chamar de "Modelo Cosmológico
Padrão". Este consiste numa aplicação da Relatividade Geral ao Universo
como um todo. Isso é feito, em um primeiro momento, assumindo-se que o universo
é homogêneo e isotrópico em larga escala. Em um segundo momento se introduzem
flutuações de densidade no modelo e estuda-se a evolução destas até a formação
de galáxias.
O modelo
cosmológico padrão é extremamente bem testado experimentalmente e possibilitou
a previsão da radiação cósmica de fundo e da razão entre as abundâncias de
hidrogênio e hélio.
Os dados
observacionais atualmente são suficientemente bons para se saber como é a
geometria do universo.
Se for
imaginado um triângulo, com lados maiores do que milhares de vezes o raio de
uma galáxia observável qualquer, poder-se-á saber da validade do teorema de
Pitágoras pela observação direta. Porém, não se tem idéia de qual é a topologia
do universo em larga escala atualmente. Ou, é sabido se ele é infinito ou
finito no espaço. O termo Big Bang também designa o instante inicial (singular)
no qual o fator de escala (que caracteriza como crescem as distâncias com a
expansão) tende a zero.
Alguns
afirmam que as equações da Relatividade Geral falham no instante 0 (pois é uma
singularidade). Eventos como o big bang simplesmente não estão definidos.
Portanto acreditam alguns que, segundo Relatividade Geral, não faz sentido se
referir a eventos antes do Big Bang. Sabe-se que as condições físicas do
universo muito jovem estão fora do domínio de validade da Relatividade Geral
devido à densidade ambiental e não se espera que as respostas sejam corretas na
situação de densidade infinita e tempo zero.
Em abril de
2011, utilizando uma incerteza de Heisenberg persistente, relacionada à posição
primordial de uma origem comóvel, um físico brasileiro publicou uma solução
para as equações de campo de Einstein, dentro do contexto cosmológico,
fornecendo uma temperatura de zero absoluto para o universo primordial:
"On the Cold Big bang Cosmology". Em junho de 2011 é publicada uma
demonstração onde a incerteza de Heisenberg persistente que leva uma
temperatura de zero absoluto para o universo primordial advém de um critério de
quantização para a energia.
Como não se
sabe muita coisa sobre o Big Bang , sendo apenas teoria deixo um vídeo para que
possam acompanhá-lo
Uma galáxia
é um grande aglomerado de bilhões de estrelas e outros objetos astronômicos
(nebulosas de vários tipos, aglomerados estelares, etc.), unidos por forças
gravitacionais e girando em torno de um centro de massa comum.
Etimologia
A palavra
galáxia deriva do termo grego para a nossa galáxia, galaxias (γαλαξίας), ou
kyklos galaktikos, que significa "círculo leitoso", devido à sua
aparência no céu. Na mitologia grega, Zeus colocou seu filho concebido com uma
mortal, o pequeno Hércules, no seio de Hera enquanto ela dormia, para que,
bebendo o leite divino, o garoto se tornasse imortal. Hera acordou enquanto
amamentava e notou que estava alimentando um bebê desconhecido: a deusa empurrou
o bebê e um jato de seu leite se espalhou pelo céu noturno, produzindo a faixa
apagada de luz conhecida como Via Láctea.
Na
literatura astrônomica, a palavra Galáxia (com letra maiúscula) é usada para se
referir à nossa galáxia, em distinção das bilhões de outras galáxias.
Quando
William Herschel elaborou o seu catálogo de objetos do céu profundo, ele
utilizou o nome nebula espiral para objetos como a M31. Quando a verdadeira
distância de tais objetos foi compreendida, eles foram reconhecidos como imensos
conglomerados de estrelas, sendo denominados universos-ilhas. Entretanto, como
o termo universo carregava a ideia de totalidade de tudo que existe, essa
expressão caiu em desuso e os objetos acabaram conhecidos como galáxias.
Povos antigos
Na
mitologia grega, a Via Láctea, galáxia onde o sistema solar orbita, originou-se
após Hércules apertar com força o seio de Hera, enquanto era amamentado. Já os
seguidores de Pitágoras imaginavam-na constituída por fogos. Outras escolas antigas,
consideravam a Via Láctea o antigo caminho do Sol, tal qual os rios deixam suas
marcas ao mudar seu rumo, sua marcha permanecia comprovada por um sem-fim de
ardentes pegadas.
Século XVIII
Até o
início do século XVIII era reconhecida como tal apenas um braço da Via Láctea
onde está o sistema solar e mais algumas do grupo local como a galáxia de
Andrômeda, que podiam ser vistas totalmente, porém astronomicamente não
confirmadas. Por este motivo, muitos astrônomos ainda na atualidade a chamam
comumente de Galáxia, com maiúscula. A partir daquela época até a atualidade,
com o emprego de fotografias de longa exposição ao telescópio, iniciou-se a
descoberta de uma quantidade imensa de outros sistemas semelhantes a Andrômeda
que podiam ser vistos sem telescópio, fato que sugeriu tratarem-se as manchas
leitosas de concentrações de sistemas solares. Em função da quantidade
descoberta foram adotados catálogos utilizando códigos alfanuméricos, isto é,
formados por letras e números.
A visão atual
NGC 4414,
uma típica galáxia espiral na constelação de Coma Berenices.
Atualmente,
uma galáxia é denominada como um sistema astral composto de numerosos e
variados corpos celestes, sobretudo estrelas e planetas, com matéria gasosa
dispersa, animado por um movimento harmonioso. No Universo conhecido, as
Galáxias são os conjuntos mais complexos do Cosmo, cujo comportamento e
interação gravitacional abrange a grupos considerados locais (Não confundir com
a designação Grupo Local) e grupos distantes.
Por
exemplo, a galáxia onde o Sistema Solar se encontra, faz parte de um desses
agrupamentos, batizado como Grupo Local, que inclui a Via Láctea aglomerada com
cerca de 18 outras galáxias, entre as quais encontra-se a de Andrômeda e várias
outras galáxias-satélites de ambas e outras menores.
Dimensões
A olho nu
só podem ser vistas até 3 galáxias diferentes, uma delas é a nossa vizinha
Andrômeda, que tem o dobro de tamanho. Quando se diz que a nossa galáxia tem de
tamanho 100 mil anos luz, isto significa que um raio de luz a viajar à
velocidade de 300 mil km/s, demoraria cerca de 100 mil anos para cruzá-la. Mas
apesar de a Via Láctea ter um grande tamanho, comparada com determinadas
galáxias do universo ela é relativamente uma anã. Tome em consideração, por
exemplo, a colossal Markarian 348 que tem uma impressionante dimensão de 13
vezes o tamanho da Via Láctea, o que significa que um raio de luz precisaria de
1 milhão e trezentos mil anos para percorrer toda essa galáxia. Mas esta não é
a recordista das dimensões das galáxias, pois pode-se mencionar que astrônomos
descobriram num aglomerado de galáxias chamado Abell 2029, uma que tem cerca de
60 a 80 vezes o tamanho da nossa galáxia, o que novamente em termos científicos
tem cerca de 6 a 8 milhões de anos-luz, e possui não bilhões, mas sim trilhões
de estrelas.
Morfologia das Galáxias
Tipos de
galáxia de acordo com o esquema de classificação de Hubble. A letra E
representa galáxia elíptica, a letra S uma galáxia espiral e as letras SB
representam uma galáxia espiral barrada.
As galáxias
dividem-se em vários tipos morfológicos diferentes segundo a estrutura que
apresentam. A técnica de classificação morfológica utilizada na sua tipologia é
primitiva, em virtude de seu caráter meramente descritivo.
Galáxias espirais
Galáxia NGC
4594, conhecida como Sombrero, um exemplo de galáxia espiral.
Galáxia
espiral é uma galáxia que apresenta grandes braços de estrelas e nuvens de
poeira. Estes parecem enrolados em forma de lâminas de hélice em espiral
(helicóides) partindo de um centro denso chamado também de núcleo central.
Quando sua conformação helicoidal é normal, são distinguidas pelos astrônomos
com a letra S de Spiral. As Galáxias espirais têm diâmetros que variam de 20
mil anos-luz a 100 mil anos-luz. A nossa Galáxia e a Galáxia de Andrômeda são
exemplos de Galáxias espirais grandiosas e massivas.
Espirais em barra
NGC 1300,
um exemplo de galáxia espiral barrada.
São as
galáxias cujos braços helicoidais e núcleo central são menos desenvolvidos que
os das galáxias espirais normais. Seu núcleo possui a forma de uma barra, ou
apresentam uma zona central cilíndrica com braços espiralados a sair das
extremidades desse cilindro. Seguem o mesmo princípio de identificação das
Galáxias Espirais. Alguns astrônomos as consideram uma sub-categoria das
primeiras. As Galáxias em Barra são designadas com as letras SB de Spiral Bar.
A estas denominações ainda seguem-se as letras a, b ou c, que indicam a
abertura dos helicóides e/ou seu passo de hélice. Acredita-se que a Via Láctea
se assemelha bastante à galáxia de Andrômeda, de forma espiral e cujo tipo é SB
(Espiral em barra), e que ambas têm em sua estrutura duas partes principais, ou
seja, os seus discos ou núcleos que têm a forma de uma lente, cuja densidade
estelar é bastante alta, e o halo, ou região mais externa, onde a densidade é
difusa.
Galáxias elípticas
Galáxia
elíptica NGC 5010.
Na
tipologia das Galáxias Elípticas, ainda estão inseridas as Galáxias Circulares.
Ambas são designadas pelos astrônomos com a letra E de Elliptic, e um número
compreendido entre zero e sete. A função deste número é expressar
excentricidade da elipse, ou, a diferença relativa entre o seu raio maior e o
raio menor, (no caso das galáxias circulares usa-se normalmente a identificação
E1). As Galáxias Elípticas têm pouco gás, pouca poeira e poucas estrelas
jovens.
Galáxias irregulares
Galáxia
Irregular NGC 1427A.
As galáxias
Irregulares são designadas como Irr de Irregular pelos astrônomos, não possuem
forma definida, algumas são formadas por desenhos e colorações bizarras,
surrealistas. As causas da irregularidade no formato destes sistemas são
desconhecidas, assim como as causas dos outros tipos morfológicos. Alguns
astrônomos atribuem a irregularidade de formato às forças gravitacionais que
ainda não formaram um padrão giroscópico, o que levaria à suposição de que
estas galáxias seriam relativamente jovens. Algumas galáxias irregulares são na
verdade pequenas galáxias espirais que foram distorcidas pela gravidade de uma
galáxia vizinha maior.
Galáxias anãs
As galáxias
anãs são galáxias menores, com até alguns bilhões de estrelas, número cerca de
100 vezes menor do que de galáxias como a Via Láctea. As galáxias anãs
constituem a maioria das galáxias do universo e geralmente orbitam galáxias
maiores: a Via Láctea tem pelo menos uma dezena desses satélites. Recentemente,
foram descobertas galáxias ultracompactas, variantes muito compactas com uma
grande população de estrelas.
Evolução
Galáxias
evoluem em função da modificação, ao longo do tempo, de suas propriedades
estruturais e da proporção relativa de seus constituintes principais (estrelas
e gás). Essa evolução pode ser dinâmica, química, fotométrica ou morfológica.
A Galáxia
da Via Láctea ou (Galáxia Via Láctea), comumente referida como a Via Láctea e
em Portugal também como Estrada de Santiago, é uma galáxia espiral onde se
encontra o Sistema Solar. É uma estrutura constituída por cerca de duzentos
bilhões[de estrelas (algumas estimativas colocam esse número no dobro, em torno
de quatrocentos bilhões) e tem uma massa de cerca de um trilhão e 750 bilhões
de massas solares. Sua idade está calculada entre 13 e 13,8 bilhões de anos,
embora alguns autores afirmem estar na faixa de quatorze bilhões de anos.
Estrutura
São seis
partes que constituem a Via Láctea: núcleo, bulbo central, disco, os braços
espirais, o componente esférico e o halo.
Núcleo
O núcleo
está localizado no centro do sistema, tem a forma de uma esfera achatada e é
igualmente constituído por estrelas, mas de idade mais avançada (chamada de
população ), apresentando por isso uma cor mais avermelhada do que o disco. Tem
um diâmetro calculado em cerca de cem mil anos-luz e uma altura de trinta mil
anos-luz, sendo uma fonte de intensa radiação eletromagnética, provavelmente
devido à existência de um buraco-negro no seu centro. Este é envolto por um
disco de gás a alta temperatura e por partículas de poeira interestelar que o
ocultam, absorvendo a luz visível e a radiação ultravioleta. Porém, na faixa de
radiofrequência é detectável com certa facilidade.
O buraco
negro central recebeu o nome de Sagittarius A, sua massa foi estimada em
aproximadamente quatro milhões de vezes a massa do Sol. Ao seu redor parece
haver indicação da presença de nuvens de gás em rápido movimento e ionizadas. Esta
é devida a fortes emissões de raios X e radiação infravermelha provenientes do
núcleo galáctico.
Bulbo central
O bulbo
central galáctico é em torno do núcleo galáctico, sua forma é esférica e
constituído principalmente por estrelas do tipo população 2 (estrelas velhas).
Esta região da galáxia é rica em elementos pesados. Também estão presentes
aglomerados globulares de estrelas semelhantes (de mesma composição), e suas
órbitas são aproximadamente radiais ao redor do núcleo.
Disco
O disco é a
parte mais visível da galáxia, e é nesta estrutura sobre a qual repousam os
braços da Via Láctea; sua espessura equivale a um quinto de seu diâmetro.
Constituído pela população mais jovem de estrelas (chamada de população 1) de
cor azulada, por nuvens de poeira, gás e por aglomerados estelares. As estrelas
do disco, têm um movimento de translação em volta do núcleo. Todas as estrelas
que observamos no céu nocturno, estão localizadas no disco galáctico.
Braços espirais
Até 1953
não se conhecia a existência de braços espirais na Via Láctea. A visualização
da estrutura espiral era ocultada pela poeira interestelar e dificultada por
ser efectuada do interior da própria galáxia. Até 2008 acreditava-se que
possuía 4 braços mas imagens reveladas pelo telescópio Spitzer vieram refazer
uma teoria de décadas como acreditavam todos os astrónomos. Robert Benjamin da
Universidade de Wisconsin-Whitewater sugeriu que a Via-Láctea possui apenas
dois braços estelares principais: o braço Perseus e o braço Scutum-Centaurus.
Os demais braços foram reclassificados como braços menores ou ramificações.
Esses dois
braços principais, Centaurus e Perseus, contêm ambos uma enorme concentração de
estrelas jovens e brilhantes. Desta forma, a Via-Láctea é classificada como
sendo uma galáxia espiral e seus braços estão em movimento rotatório em torno
do núcleo à semelhança de um grande cata-vento. É no braço menor de Órion que
está localizado o nosso sistema solar. O Sol efetua uma rotação completa a cada
duzentos milhões de anos e está localizado a cerca de 27 mil anos-luz do centro
galáctico.
Componente esférico
A forma de
disco da Via Láctea não é compacta, o centro e o bulbo central configuram uma
região chamada de componente esférico. As estrelas compreendidas nesta são do
tipo 1 e tipo 2, estando distribuídas de forma mais ou menos uniforme. Esta
região é envolta pelo Halo e somente identificável de forma indireta.
Halo
O halo tem
uma forma esférica e é constituída por partículas ultraexcitadas a alta
temperatura, anãs vermelhas, anãs brancas e por aglomerados globulares, que
estão em órbita em torno do centro de massa galáctica. O halo, como tal, não é
observável opticamente. As estrelas que formam os aglomerados globulares (de
forma esférica) são as mais antigas da galáxia. Por ser o componente menos
conhecido da Via Láctea, supõe-se que sua estrutura seja gigantesca. O Halo
envolve toda a estrutura visível da galáxia. Sua existência é demonstrada pelos
efeitos provocados na curva de rotação externa da galáxia. É sabido, porém, que
o halo se estende para além de cem mil anos-luz do centro galáctico. A sua
massa gira entre cinco ou dez vezes maior do que a massa restante da galáxia.
Sua forma, seus componentes e seus limites no espaço intergaláctico são
desconhecidos até o início do século XXI, e muitas das afirmações acerca do
halo são especulações científicas.
Dificuldades na sua observação
A
observação e o estudo da Via Láctea é dificultado pelo fato de o plano
galáctico estar obscurecido por nuvens de poeira e gás (atómico - H e molecular
- HII) que absorvem a luz visível. Assim, muito do que sabemos da estrutura
geral da nossa galáxia é inferido a partir da observação de outras galáxias e
por observação através de observatórios capazes de medições em comprimentos de
onda não bloqueados pelas poeiras (nomeadamente infravermelho, Raios X e SHF,
principalmente).
A rotação galáctica
A Via
Láctea descreve como um todo um movimento de rotação. Seus componentes não se
deslocam à mesma velocidade. As estrelas que estão a uma distância maior do
centro, movem-se a velocidades mais baixas do que as mais próximas.
O Sol
descreve uma órbita que pode ser considerada circular. Sua velocidade relativa
ao Universo gira em torno de 225 km/s, seu período de revolução é de
aproximadamente de duzentos milhões de anos.
Envolvente
A Via
Láctea está inserida no chamado Grupo Local de galáxias, que é constituído por
cerca de trinta outras galáxias. As principais são a Via Láctea (a mais maciça)
e a galáxia de Andrômeda (a de maior dimensão) separadas entre si em cerca de
2,6 milhões de anos-luz. Estas duas galáxias espirais gigantes estão em órbita
de um centro de massa comum. As restantes galáxias do Grupo Local são de
pequenas dimensões e forma irregular, sendo que algumas são satélites da nossa
galáxia (como as famosas nuvens de Magalhães) quer da de Andrômeda e a sua cor
azul e umas manchas pretas arrozadas.
Histórico de pesquisas
Antes do século XX
O filósofo
grego Demócrito (450 a.C. – 370 a.C.) foi o primeiro a propor que a Via Láctea
era composta por estrelas distantes. A prova disso veio em 1610 quando Galileu
Galilei usou um telescópio para a estudar e descobriu que era composta por um
número incalculável de estrelas. Uma obra de Kant publicada em 1755 sugere
(correctamente) que a Via Láctea era uma massa de muitíssimas estrelas em
rotação, seguradas pela força da gravidade tal como o sistema solar mas numa
escala gigantesca. Kant conjecturou também que algumas das nebulosas visíveis
durante a noite deviam ser galáxias tal como a nossa.
A primeira
tentativa de descrever forma da Via Láctea e o posicionamento do sol foi feita
por William Herschel em 1785 pela cuidadosa contagem do número de estrelas nas
diferentes regiões do céu. Herschel construiu um diagrama com a forma da galáxia
com o sistema solar próximo do centro.
Em 1845,
Lord Rosse construiu um novo telescópio e conseguiu distinguir as diferenças
entre uma nebulosa elíptica e uma em forma de espiral.
Depois do século XX
Harlow Shapley
Até o
início do século XX, acreditava-se que a Via Láctea fosse um sistema
relativamente pequeno, com o Sol próximo de seu centro. Mediante a análise da
distribuição espacial dos aglomerados globulares (esféricos ou elipsóides) na
galáxia, Harlow Shapley realizou em 1917 o primeiro cálculo seguro das reais
dimensões da Via Láctea. Shapley descobriu que o Sol se situava a trinta mil
anos-luz do centro galáctico e que estava mais próximo das bordas. Calculou um
diâmetro de cem mil anos-luz para a Via Láctea, e que havia corpos
aparentemente em órbita desta, que em futuro próximo Edwin Hubble provou serem
outras galáxias.
Edwin Hubble
Foi a
partir do trabalho realizado pelo astrónomo norte-americano Edwin Hubble em
1924 que houve a determinação aproximada da extensão de nosso universo. Hubble
provou pela teoria conhecida atualmente como a constante de Hubble que existem
outras galáxias, e que estas se afastam de nós. Ao medir a razão (velocidade) a
que as galáxias se afastavam (indicando assim que se encontravam a uma grande
distância), permitiu demonstrar que afinal essas estruturas se encontravam fora
da Via Láctea e eram "ilhas" constituídas por estrelas.
Walter Baade
O astrônomo
Walter Baade observou pela primeira vez na década de 1940, durante suas
pesquisas sobre a galáxia de Andrômeda, a teoria da nucleossíntese, que
estabelece que a abundância de elementos pesados em gerações sucessivas de
estrelas deve aumentar com o tempo, e que o processo de formação de estrelas
terminou no halo há muito tempo, mas continua até os dias atuais no disco de
Andrômeda. Através deste estudo, descobriu haver um paralelo também com a
formação e evolução da Via Láctea pela análise da correlação existente entre a
localização espacial de uma estrela no sistema galáctico e sua abundância em
elementos pesados.
Baade e
outros astrônomos concluíram então que as estrelas encontradas no disco da Via
Láctea são tipo população I (estrelas jovens e pouco abundantes em elementos
pesados), e que as do halo classificam-se principalmente como população II
(estrelas velhas e abundantes em elementos pesados), enquanto as do núcleo são
uma mistura homogênea dos dois tipos.
De acordo
com a Teoria Geral da Relatividade, um buraco negro é uma região do espaço da
qual nada, nem mesmo a luz, pode escapar. Este é o resultado da deformação do
espaço-tempo causada por uma fonte altamente massiva e compacta. Um buraco
negro é limitado pela superfície denominada horizonte de eventos, que marca a
região a partir da qual não se pode mais voltar. O adjetivo negro em buraco
negro se deve ao fato deste não refletir a nenhuma parte da luz que atinja seu
horizonte de eventos, atuando assim, como se fosse um corpo negro perfeito em
termodinâmica. Acredita-se também, com base na mecânica quântica, que buracos
negros emitam radiação térmica, da mesma forma que os corpos negros da
termodinâmica a temperaturas finitas. Esta temperatura, entretanto, é
inversamente proporcional a massa do buraco negro, de modo que observar-se a
radiação térmica proveniente destes objetos torna-se difícil quando estes
possuem massas compáráveis às das estrelas.
Apesar de
os buracos negros serem praticamente invisíveis, estes podem ser detectados por
meio de sua interação com a matéria em sua vizinhança.Um buraco negro pode, por
exemplo, ser localizado por meio da observação do movimento de estrelas em uma
dada região do espaço. Outra possibilidade da localização de buracos negros diz
respeito a detecção da grande quantidade de radiação emitida quando matéria
proveniente de uma estrela companheira espirala para dentro do buraco negro,
aquecendo-se a altas temperaturas.
Embora o
conceito de buraco negro tenha surgido em bases teóricas, astrônomos têm
identificado inúmeros candidatos a buracos negros estelares e também indícios
da existência de buracos negros super massivos no centro de galáxias massivas.
Há indícios de que no centro da própria Via Lactea, nas vizinhanças de
Sagitário A*, deva haver um buraco negro com mais de 2 milhões de massas
solares.
Formação
Um buraco
negro se forma quando uma estrela super massiva fica sem combustível, o que faz
seu núcleo diminuir até ficar reduzido a uma fração de seu tamanho original.
Quando isso acontece, a gravidade produzida por ele sai do controle e começa a
sugar tudo que encontra. Ele começa a sugar a massa da estrela, fazendo isso
tão rapido que se engasga e expele enormes torrentes de energia. Ela é tão
forte que acaba furando a estrela e lançando mais jatos de energia. A gravidade
não suporta essa energia e a estrela finalmente explode (esta explosão é chamada
de hipernova). Em apenas um segundo a explosão é capaz de gerar 100 vezes mais
energia que o nosso Sol produzirá em toda sua existência. O que resta no centro
é o buraco negro.
Esta
explosão também é conhecida como Erupção de raios gama ou explosão de raios
gama. A maioria das estrelas de classe W(Wolf-Rayet stars ou, em português,
estrelas Wolf-Rayet) morrem nestas explosões mortais que teriam o efeito
100.000 bombas atômicas estourando.
Colapso de Oppenheimer-Snyder
O modelo
deste colapso descreve uma esfera "de" pó (o conceito de poeira usado
na relatividade) que inexoravelmente colide para formar um buraco negro. Esta é
uma solução exata para as equações de campo relativísticas gerais. Os estágios
do colapso são:
I) Fase
estacionária antes do colapso. A estrela poderia estar imersa em uma esfera de
fluido de simetria esférica perfeita. O tensor de momentum:
T = (ρ +
p)uiuk + pgik
onde ρ, p,
e gik são a densidade, pressão e métrica, respectivamente.
II) Fim da
"queima" nuclear (reações de fusão nuclear) e começo do colapso, a
pressão se quebra (p=0). Então:
T = ρuiuk
A bola fica
por um momento em repouso.
III) Fase
de colapso. Desde que não haja pressão a esfera começará a encolher. Para
poeira espera-se a contração e posterior colapso resultando em um buraco negro.
Obviamente
poeira não reflete a complexidade química do material das estrelas que formam o
buraco negro.
Colapso não-esférico
Os
primeiros estudos sobre colapsos não-esféricos começou nos anos 60. Estes estudos mostraram que perturbações em
torno da simetria esféricas não previnem a formação de um buraco negro. E que,
quando atingido o estado estacionário, existe uma simetria esférica exata do
horizonte. O problema para grandes desvios da simetria esférica foi respondido
de maneira completamente diferente por Werner Israel em 1967 . Sem aparelhos
muito modernos conseguiu estabelecer um teorema:
"Um buraco
negro estático, e no vácuo, com um horizonte de evento regular deve ser a
solução de Schwarzschild."
Esta foi um
base sólida para a elaboração de muitos teoremas posteriores que culminaram no
teorema da calvície:
"Buracos
negros podem ser caracterizados apenas pela massa, momentum angular e carga
elétrica."
O Buraco negro de Schwarzschild
Karl
Schwarzschild, no ano de 1916, encontrou a solução para a teoria da
relatividade que representa o buraco negro como tendo uma forma esférica. Ele
demonstrou que, se a massa de uma estrela estiver concentrada em uma região
suficientemente pequena, ela gerará um campo gravitacional tão grande na superfície
da estrela que nem mesmo a luz conseguirá escapar dele. Este é o chamado buraco
negro. Einstein e muitos físicos não acreditavam que tal fenômeno pudesse
acontecer no universo real. Porém, provou-se que esse fenômeno de fato
acontece.
Considerando
um campo gravitacional esférico no vácuo, a solução para a Equação de Einstein
tem a seguinte forma:
- (1.1)
G é a
constante de Gravitação Universal.
Uma
propriedade importante desta solução é que ela é independente do tempo t. A
solução é determinada simplesmente pelo parâmetro M, que é a massa total da
fonte que produz o campo. A interpretação deste parâmetro surge imediatamente
da forma assintótica da métrica. Longe do centro de gravidade, o espaço-tempo
aproxima-se do espaço-tempo plano de Minkowski com a métrica:
E o campo
gravitacional pode ser descrito usando a aproximação do campo fraco. Comprando
esta aproximação e a métrica (1.1) temos que M é a massa do sistema que está
gravitando.
A queda no buraco negro e a natureza
quântica
Se
conseguíssemos observar uma queda real de um objeto num buraco negro, de acordo
com as simulações virtuais, veríamos este mover-se cada vez mais devagar à
medida que se aproximasse do núcleo massivo. Segundo Einstein, há um desvio
para o vermelho, e este também é dependente da intensidade gravitacional. Isto
se dá porque, sob o ponto de vista corpuscular, a luz é um pacote quântico com
massa e ocupa lugar no espaço, portanto tem obrigatoriamente uma determinada
velocidade de escape. Ao mesmo tempo, este pacote é onda de natureza
eletromagnética e esta se propaga no espaço livre. É sabido que longe de campo
gravitacional intenso, a frequência emitida tende para o extremo superior (no
caso da luz visível, para o violeta).
À medida
que o campo gravitacional começa a agir sobre a partícula (luz), esta aumentará
seu comprimento de onda, logo desviará para o vermelho. Devido à dualidade
matéria-energia não é possível analisar a partícula como matéria e energia ao
mesmo tempo: ou se a enxerga sob o ponto de vista vibratório ou corpuscular.
A luz e a singularidade
Em
simulações no espaço virtual, descobriu-se que próximo a campos massivos
ocupando lugares singulares, a atração gravitacional é tão forte que pode fazer
parar o movimento oscilatório, no caso da luz enxergada como comprimento de
onda, esta literalmente se apaga. No caso da luz enxergada como objeto que
possui velocidade de escape esta é atraída de volta à região de onde foi
gerada, pois a velocidade de escape deve ser igual à velocidade de propagação,
ambas sendo iguais, a luz matéria é atraída de volta. Logo, a radiação sendo
atraída de volta, entra em colapso gravitacional, juntamente à massa que a
criou, caindo sobre si mesma..
Simulação computadorizada
É possível
simular em um computador as condições físicas que levam à formação de um buraco
negro, como consequência do colapso gravitacional de uma estrela supergigante
ou supernova. Para isso, os astrofísicos teóricos implementam complexos
programas, que recriam as condições físicas da matéria e do espaço-tempo
durante o processo de implosão das estrelas, as quais esgotam seu combustível nuclear
e colapsam, com o transcorrer do tempo, devido a seu peso gravitacional,
formando um objeto de densidade e curvatura do espaço-tempo infinita. Desses
objetos, nada --- nem mesmo a luz consegue escapar. O resultado é a formação de
uma singularidade gravitacional contida num buraco negro de Schwarzschild.
Um método
para simulação computacional de um buraco negro é o Método de Monte Carlo.
Neste método é possível a simulação de um buraco negro microscópico. O gerador
de eventos de Monte Carlo neste método é o CATFISH (Collider grAviTational
FIeld Simulator for black Holes), desenvolvido na Universidade do Mississippi.
Termodinâmica
Um buraco
negro, fisicamente, é um lugar de onde nem mesmo a luz pode escapar. Uma
descrição matemática precisa dele é dada pelo espaço-tempo assintoticamente
plano. A fronteira de um buraco negro é chamado de horizonte do evento. Schoen
e Yau em 1983 formularam que uma superfície dentro de uma armadilha pode ser formada
desde que uma quantidade suficiente de massa esteja confinada em um espaço
suficientemente pequeno. Segue-se então dos teoremas de relatividade geral
(Hawking e Hellis (1973)) que uma singularidade do espaço-tempo deve surgir. A
partir destas grandes descobertas seguiram-se várias conclusões importantes
como a solução da Equação de Maxwell-Einstein independente do tempo mostrando
que buracos negros podem ser descritos por três simples parâmetros (massa,
carga e momentum angular). Além disso, foi mostrado que energia pode ser
extraída de buracos negros estacionários que estão girando ou carregados
(Efeito Hawking). Foi, porém, a descoberta de uma analogia matemática entre
buracos negros e a termodinâmica ordinária o maior avanço destas investigações (Bardeen
et al , 1973). Nesta analogia a massa faz o papel de energia e, gravidade da
superfície do buraco negro faz o papel da temperatura e a área do horizonte, da
entropia. A analogia entre buracos negros e termodinâmica pode ser estendida
além do formal, similaridade matemática pode ser encontrada no fato de que
quantidades de pares de análogos são de fato fisicamente análogos. De acordo
com a relatividade geral a massa total do buraco negro tem a mesma quantidade
de sua energia total.
Esta
analogia é quebrada na Teoria Clássica, que considera a temperatura de um
buraco negro igual ao zero absoluto
Entropia
Entropia é
uma medida que caracteriza o número de estados internos de um buraco negro. A
fórmula da entropia foi desenvolvida em 1974 pelo físico britânico Stephen
Hawking.
Legenda:
S: Entropia
A: Área
k:
Constante de Boltzmann
: Constante
de Planck normalizada
G:
Constante Gravitacional Universal de Newton
c:
Velocidade da luz no vácuo
Esta
equação pôde ser formulada levando-se em conta a teoria quântica. Então,
admite-se que buracos negros emitem radiação térmica:
No caso
especial da métrica de Schwarzschild:
A
formulação de Bekenstein-Hawking obtida da combinação entre a primeira lei e do
fato de que dM = TdS. No Caso do buraco de Schwarzschild, esta formulação fica:
A entropia
do buraco negro é muito maior que a entropia da estrela que se colapsou para
que ele fosse gerado.
Evaporação do Buraco Negro
A principal
limitação do Efeito Hawking é que ele é baseado em aproximações. Este efeito
não está de acordo com o princípio de conservação de energia, uma vez que a
irradiação de energia do buraco negro deveria ser contrabalanceada pela
diminuição de sua massa, na mesma taxa de saída de energia. No entanto, para
buracos negros macroscópicos a temperatura é muito baixa. A luminosidade do
buraco negro é uma estimativa da vida de um buraco negro não-rotativo
integrando-se a equação:
Onde β é
uma constante adimensional.
E o
processo total de evaporação requer um grande tempo:
mp é a
massa de Planck, a saber: 0.000022 g.
Informação no Buraco Negro
Há com o
efeito da formação e subsequente evaporação do buraco negro uma consequência
dramática: a perda de informação. Esta questão foi levantada em 1976 por
Stephen Hawking. Entende-se que em um sentido refinado informação quântica
seria perdida, o que desafiaria então Primeria Lei da Termodinâmica. A
discussão era fácil e persuasiva e baseava-se na única ferramenta disponível
naquela época: a teoria quântica de campo. Apesar da conclusão de Hawking estar
sem dúvida errada, pôs em movimento velhas ideias que há muito tempo
permaneciam paradas, desafiando-as com um novo paradigma. A teoria quântica
apresenta um sério problema quando descreve sistemas com horizontes. Ela
fornece uma densidade infinita de entropia em um buraco negro, diferente da
densidade de Bekenstein-Hawking .
Numa
possibilidade final de se estabelecer uma saída lógica para este problema foi
proposta a possibilidade dos buracos negros não evaporarem completamente. No
lugar disso, vivem de maneira estável como remanescentes de massa de Planck que
contém todas as informações perdidas. Obviamente estes remanescentes deveriam
conter uma enorme, ou talvez infinita entropia.
Supernova é
o nome dado aos corpos celestes surgidos após as explosões de estrelas
(estimativa) com mais de 10 massas solares, que produzem objetos extremamente
brilhantes, os quais declinam até se tornarem invisíveis, passadas algumas
semanas ou meses. Em apenas alguns dias o seu brilho pode intensificar-se em 1
bilhão de vezes a partir de seu estado original, tornando a estrela tão
brilhante quanto uma galáxia, mas, com o passar do tempo, sua temperatura e
brilho diminuem até chegarem a um grau inferior aos primeiros.
A explosão
de uma supernova pode expulsar para o espaço até 90% da matéria de uma estrela.
O núcleo remanescente tem massa superior a 1,5 Massas solares, a Pressão de
Degenerescência dos elétrons não é mais suficiente para manter o núcleo estável;
então os elétrons colapsam com o núcleo, chocando-se com os prótons, originando
nêutrons: o resultado é uma estrela composta de nêutrons, com aproximadamente
15 km de diametro e extremamente densa, conhecida como estrela de nêutrons ou
Pulsar. Mas, quando a massa desse núcleo ultrapassa 3 massas solares, nem mesmo
a Pressão de Degenerescência dos neutrons consegue manter o núcleo; então a
estrela continua a se colapsar, dando origem a uma singularidade no
espaço-tempo, conhecida como Buraco Negro, cuja Velocidade de Escape é um pouco
maior do que a velocidade da luz.
Importância
Das
ocorrências astronômicas, talvez essa seja a mais importante para a moderna
ciência. A explosão de uma supernova emite uma luz milhares de vezes mais forte
que a normal; é nesse momento que uma intensa onda de luz, em torno dela, se
distanciará e, como num tsunami, formar-se-á uma lâmina de radiação cósmica que
varrerá o espaço, iluminando o material inter-espacial "até então
invisível aos instrumentos" e, dependendo da sensibilidade das lentes dos
modernos telescópios espaciais, o rastro dessas lâminas poderá ser monitorado
durante séculos.
São
utilizadas como velas-padrão para estudos da expansão do universo, técnica
similar à utilizada por Edwin Hubble com cefeidas, mas, com eficiência muito
maior, pois o brilho das Supernovas é bem maior.
Ocorrência e catalogação
Por ser um
fenômeno relativamente raro em uma galáxia, as supernovas são catalogadas,
segundo o ano e a ordem da ocorrência, às vezes imediatamente quando a lâmina
de luz chega à Terra, como foi o caso da supernova descoberta em fevereiro de
1987, denominada SN 1987A. Se descobrirem outra (em arquivos fotográficos),
adquire o nome de Sn 1987 B. Como, até agora, em nenhuma chapa fotográfica
fez-se registro de igual ocorrência naquele ano, quer nessa ou em outra
galáxia, fica dispensada a letra A. De modo que, em nossa própria galáxia, só
foram observadas, até agora, apenas 3 supernovas: em 1054, 1572, 1604, as
quais, devido à data, não foram bem estudadas. E, além destas três, parecem ter
sido cerca de 11 as supernovas que explodiram na Via Láctea nos últimos 20.000
anos, sempre em locais inobserváveis devido à poeira interestelar.
A supernova
SN 1987A, ocorrida na galáxia satélite da Via Láctea chamada Grande Nuvem de
Magalhães, foi a explosão estelar recente mais próxima da Terra, de modo que
pôde ser estudada com equipamentos modernos.
Diante
desses números e o observado em todo o universo, calcula-se que ocorram, em
média, 3 supernovas por milênio, em cada lado de galáxia (só vemos um lado) que
tenha 200.000.000.000 de estrelas. Comparando com o número de estrelas que
formam uma galáxia, os cosmólogos podem estimar alguns valores, como a idade
das galáxias ou, se quiserem, a idade do universo observável. Compare-se esse
número com a média de 30.000 novas comuns no mesmo período. Ou seja, para cada
10.000 novas, há uma supernova.
Partindo do
pressuposto que ocorram 3 supernovas por milênio em nossa galaxia e,
considerando que a idade da Via Láctea seja de 15 a 20 bilhões de anos,
matematicamente podem ter ocorrido cerca de 45 a 60 milhões de explosões de
supernovas em nossa própria galáxia.
Tipos atuais
Tipo Ia
Há vários
meios pelo quais uma supernova desse tipo pode se formar, mas eles compartilham
um mecanismo interno comum. Se uma anã branca de carbono-oxigênio agregar
bastante matéria para alcançar o limite de Chandrasekhar, de cerca de 1.38
massas solares [(para uma estrela que não gire), ela poderá não ser mais capaz
de suportar a carga do seu plasma, através da pressão de degeneração
eletrônica, e entrar em colapso por isto. Contudo, a visão atual do fenômeno é
que este limite não é normalmente atingido; aumentando a temperatura e a
densidade no interior do núcleo detonando a fusão carbono quando a estrela
aproxima deste limite (em cerca de 1%) antes do colapso ter iniciado.[1] Em
poucos segundos, uma fração substancial da matéria da anã branca é consumida
pela fusão nuclear, liberando bastante energia (1–2 × 1044 joules). Uma onda de
choque, expandindo-se externamente, é gerada, com a matéria atingindo
velocidades da ordem de 5,000–20,000 km/s ou, aproximadamente, 3% da velocidade
da luz. Haverá, também, um aumento significativo da luminosidade, alcançando
uma magnitude absoluta de -19.3 (ou 5 bilhões de vezes mais brilhante do que o
Sol), com pequenas variações.
Tipo Ib e Ic
SN 2008D,
uma supernova do tipo Ib, mostrada no espectro de X-ray (a esquerda) e em luz
visivel (a direita). foto da NASA.
Estes
eventos, tais como supernovas do Tipo II, são provavelmente estrelas massivas
esgotadas de combustíveis em seus centros; contudo, os progenitores dos Tipos
Ib e Ic perderam a maior parte de seu envoltório externo de hidrogênio, devido
a seu forte vento solar ou devido à interação com uma companheira. . Supernovas
do tipos Ib são tidas como resultantes do colapso de uma maciça estrela
Wolf-Rayet. Existem algumas evidências de que uma pequena porcentagem das
supernovas do tipo&nsp;Ic podem ser a fonte de erupção de raios gama.
