Observando as Cores das estrelas

Henrique Di Lorenzo Pires (Monitor UFMG/Frei Rosário)

Por que as estrelas possuem cores tão variadas?

Você provavelmente já reparou numa noite de céu limpo que nem todas estrelas brilham da mesma maneira. Umas possuem um brilho mais intenso, outras não passam de pontinhos pálidos no céu. Até mesmo as cores são diferentes. Uma questão bem interessante surge ao tentarmos compreender por que aquela estrela, no meio daquela constelação estranha, brilha com um vermelho extraordinário, completamente diferente de suas vizinhas. A causa disso certamente não é rebeldia ou extravagância estelar, mas uma propriedade física extremamente importante, que se manifesta também em várias outras situações. Podemos começar citando uma delas.

Observe bem as fotos abaixo.

O que será que diferencia a chama de uma vela

da chama de um bom fogão a gás?

Bem, já fomos motivados a responder que é a cor, e é de fato essa a principal diferença. Ainda não aprendemos nada de novo. A analogia até esse ponto só nos diz que, assim como as estrelas, existem chamas de cores diferentes. Devemos ir além do nosso olhar analítico e novamente perguntar: por que essas chamas são diferentes?!

Um pouco de reflexão nos leva a pensar – elas são tão distintas pois a temperatura de cada uma é diferente. Ao fogo extremamente quente do fogão contrapõe-se a chama da vela. E não estaríamos errados. Você poderia imaginar: “bem, talvez a distinção na cor está relacionada ao tamanho das chamas”. Se você preferir podemos comparar então a chama do fogão produzida quando o botijão está novo com aquela produzida por um botijão quase vazio. Certamente você já notou essa diferença!

Um fogão de chama amarelada

não é tão eficiente assim

para preparar nossas refeições.

No mundo estelar ocorre algo semelhante. As estrelas não são todas idênticas. A temperatura de cada uma está intimamente relacionada com a sua coloração. Por exemplo, as estrelas azuladas são as mais quentes e possuem como elemento químico predominante na origem da coloração o hélio ionizado. E assim por diante - a identidade de cada estrela vai aos poucos se formando nessa íntima relação entre cor (espectro) e temperatura. Mas ao contrário do que poderíamos crer, essa identidade não é permanente. As estrelas mudam ao longo dos tempos. Nascem e morrem. Passam por transformações admiráveis. E durante suas vidas gigantescas (bilhões de anos!) evoluem de tal maneira que as temperaturas também variam.

As estrelas novas são as mais quentes,

esfriando lentamente ao longo das eras.

Levando em conta essas diferenças um critério para classificação de estrelas foi criado. Observe a tabela abaixo. Ela nos mostra como podemos classificar esses astros de acordo com a temperatura:

	> 30.000 K
	20.000 K
	10.000 K
	7.000 K
	6.000 K
	4.000 K
	3.000 K

Muito além da cor...

A luz visível, as microondas, os raios-x, as ondas de rádio e TV, os raios ultravioletas, entre outros tantos exemplos são fenômenos físicos de mesma natureza – todos eles pertencem à categoria das “ondas eletromagnéticas”.

Uma constatação física extremamente interessante é que todo corpo em determinada temperatura (e isso inclui estrelas, chapas de ferro incandescentes, pessoas, e até mesmo o gelo!) irradia todas essas ondas eletromagnéticas num padrão que é característico dessa temperatura. Se com um equipamento adequado decidíssemos medir o espectro de emissão de uma pessoa (você, por exemplo!) encontraríamos todas essas ondas – você emite microondas, ondas de rádio, infravermelho, ultravioleta e até mesmo luz visível.

Essa é boa! ,

você diria, se eu emito luz visível

por que não brilho no escuro?

Por que então meu corpo não está recoberto de uma mágica aura azulada? Preste bem atenção na resposta, além de simples será ela que irá nos ajudar a compreender como é que descobrimos tantas coisas sobre as estrelas somente por sua luz.

A parcela de luz visível que um corpo humano emite é tão ínfima que é impossível detectá-la utilizando somente nossa visão. Na verdade o pico de emissão do nosso corpo está no infravermelho. A partir do momento em que a temperatura de um objeto começa a aumentar o pico de emissão vai se deslocando. É por isso que quando aquecemos bastante uma chapa de ferro ela começa a irradiar um vermelho perigoso (nem queira encostar!). O pico de emissão máxima se deslocou do infravermelho para o vermelho visível.

Observe a figura abaixo. As ondas de menor energia estão à direita e as de maior energia à esquerda. Assim fica mais fácil compreender porque uma estrela em altas temperaturas é mais azulada.

Poderíamos dissertar longamente sobre o assunto, mas queremos nos ater somente às cores das estrelas. Na verdade a luz que chega das estrelas até nós contêm tanta informação, ou melhor, contêm praticamente tudo que sabemos sobre elas! A simples constatação da coloração já nos dá preciosas dicas sobre a idade das estrelas, as azuladas (as mais quentes) são estrelas mais jovens, já as mais avermelhadas (as mais “frias”), são estrelas mais velhas. Um último exemplo seria interessante.

O espectro de uma estrela específica não é contínuo, como desenhado acima, mas encontramos certas falhas no padrão, como alguns “buracos” (observe a figura abaixo). A análise da configuração dessas lacunas nos dá informação sobre a composição química desses astros radiantes!

Interlúdio

Desafio!

Vocês saberiam dizer por que a prefeitura deveria dar preferência às lâmpadas de vapor de sódio para a iluminação urbana? Detalhe! A resposta deve estar baseada na temperatura do Sol!

Foto do Sol

Espectro da lâmpada de vapor de sódio

Aparentemente o sol está tão relacionado à iluminação pública quanto com o preço da melancia. Mas uma série de argumentos elegantes irá nos mostrar que não poderia ser de outra forma!

A temperatura das camadas externas do Sol está em torno dos 6.000 K, isso o qualifica como sendo uma estrela do tipo G (lembra-se daquela primeira tabela?). A vida na terra surgiu sobre esse banho de radiação. Dia após dia o planeta era iluminado por um espectro eletromagnético específico; não seria de estranhar que a natureza, tão obstinada no que tange à evolução, não daria rumo no seu processo seletivo a privilegiar aqueles que fossem mais sensíveis à cor mais presente. Nessa disputa tão concorrida pela sobrevivência venceram aqueles que eram mais sensíveis à luz amarela.

O pico da sensibilidade do olho humano está, por esse motivo, na freqüência próxima da cor amarela. Observando o espectro da lâmpada de vapor de sódio nota-se que a maior parte da luz irradiada é amarelo-alaranjada, ou seja, perfeitas para o olho humano. Relacionamos assim a temperatura do sol com a iluminação urbana! Voilà!

Finalmente observando a cor das estrelas

Uma prática interessante para perceber o que foi dito no texto é a simples observação do céu em uma noite limpa, de preferência em um local pouco iluminado e poluído.

Com um binóculo ou um pequeno telescópio tente caçar as estrelas coloridas, compare umas com as outras. Freqüentemente é complicado classificar de imediato uma estrela quanto sua coloração somente pela a observação com um binóculo. Não se preocupe, pois não estamos preocupados em classificá-las absolutamente. Devemos voltar nossos esforços à comparação. Escolha duas ou três estrelas e verifique qual delas é a mais azulada, qual é a mais avermelhada, ou, se for o caso, se elas possuem a mesma coloração. Repetindo esse processo sucessivamente iremos adquirir habilidade na identificação da cor-temperatura-idade das estrelas.

Agora se deve ter um cuidado muito grande! Observando as estrelas mais fraquinhas temos a impressão de que todas elas são brancas. Nesse caso não podemos afirmar que elas são certamente brancas; o que acontece é que a sensibilidade do nosso olho não é suficiente para identificar sua cor. Uma estratégia para contornar essa eventualidade é utilizar um telescópio ou binóculo fora de foco para observar essa estrela. Isso fará com que uma maior quantidade de luz não concentrada se projete na nossa retina, proporcionando um melhor estímulo visual.

Betelgeuse

Betelgeuse, também conhecida como Alpha da constelação de Órion é uma das estrelas mais interessantes para se observar a olho nu. Seu forte brilho avermelhado se destaca no início da noite como uma das estrelas mais bonitas dessa região do céu. Localizá-la é bastante simples.

Logo após escurecer procure no céu, aproximadamente na direção onde o Sol se põe, pelas Três Marias, também conhecidas como Cinturão de Órion. Betelgeuse estará bem próximo(ver figura abaixo).

Caixinha de jóias

Caixinha de Jóias ou NGC4755 é um aglomerado aberto de estrelas, isto é, um agrupamento de algumas dezenas de estrelas organizadas assimetricamente, próximas ao plano galáctico. O destaque deste aglomerado está nas “jóias”. São estrelas das mais variadas cores reunidas numa pequena região do céu. Com um binóculo é fácil encontrá-la a partir da constelação do Cruzeiro do Sul. Caixinha de jóias está um pouco abaixo e um pouco para fora do braço menor da cruz (veja a figura abaixo).

A forma do aglomerado

lembra um pouco a letra “A”.

Observe logo abaixo uma excelente foto

do aglomerado “Caixinha de Jóias”.

Revista As Cores do Céu

- 1ª Parte

Por que o céu é azul?

Fenômenos e curiosidades que ocorrem na atmosfera terrestre.

Olhamos para o céu,

em um dia sem nuvens,

e percebemos uma intensa cor azul.

Por que azul?

Em certos momentos,

vemos um entardecer e agora a cor é diferente.

O azul é substituído por tons vermelhos e alaranjados.

Por que a mudança?

O que faz o céu possuir essas duas cores

em momentos distintos do dia?

Aliás, por que essas cores e não outras?

O céu poderia ser verde

ou amarelo...

Por que não é?

As cores que vemos no céu, intrigaram os cientistas e muitas teorias foram feitas, tentando explicá-las. Até que, finalmente, com o desenvolvimento da ciência, foi possível explicar as cores do céu, com base nos novos conhecimentos adquiridos.

A explicação aceita hoje é correta, justifica o que vemos, mas... (por que sempre tem um “mas” nas histórias?) não é fácil ser simplificada. Na verdade, o porquê das cores que vemos no céu não é um assunto simples, pois envolve muitos conhecimentos especializados, tais como, a fisiologia do olho humano, a nossa percepção às cores, bem como o processo físico que tem o nome de “espalhamento”.

Para justificar as cores do céu, precisamos falar de diversos fenômenos até, finalmente, chegarmos ao que nos propomos. E para começar, precisamos saber o que é a luz.

O que é a luz?

Ao olharmos para as estrelas vemos que elas emitem luz. Essa luz nada mais é do que uma forma de radiação, parte da energia produzida no interior da estrela, que se propaga pelo espaço. Essa propagação, que ocorre no vácuo do espaço, se dá na forma de uma onda, à qual damos o nome de onda eletromagnética.

Entendendo o que é o comprimento de onda e frequência

Para estudar a radiação emitida pelos corpos celestes, que se apresenta sob a forma de uma onda eletromagnética, precisamos antes definir algumas grandezas básicas do movimento ondulatório.

Caracterizamos uma onda por:

Comprimento de onda: que é a distância entre os máximos de uma onda. O comprimento de onda é representado pela letra grega “lambda” ( λ).

Frequência: que é o número de máximos da onda que passam por segundo por um determinado ponto. A frequência é representada pela letra grega “nu” ( ν).

Número de ondas por segundo

Símbolo - Unidade de medida

Frequência - ν - Hertz (Hz) = ciclos/segundo

Comprimento -       λ      -    centímetro (cm)
de onda                             ou Ångstroms (Å) = 10-8 cm
                                   ou nanômetros (nm) = 10-9 m = 10-7 cm = 10Å

A velocidade de propagação de uma onda eletromagnética é representada pela letra c e corresponde a:

c = 2,99792458 x 105 km/s ~ 3 x 105 km/s no vácuo

Se ν máximos da onda passam por um determinado ponto a cada segundo, todos eles separados por λ cm, então a velocidade de propagação da radiação eletromagnética é dada por: c = νλ

onde:
c - velocidade de propagação da radiação eletromagnética
ν - frequência
λ - comprimento de onda

Temos, então, que a frequência e o comprimento de onda se relacionam pelas expressões:

ν = c/λ ou λ = c/ν

Luz visível, ondas de rádio, microondas, raios X, todas são formas diferentes da radiação eletromagnética. Cada uma delas está definida em certo intervalo de comprimentos de onda e energia.

Ao conjunto de todos os valores possíveis da radiação eletromagnética, damos o nome de "espectro eletromagnético". Assim, o espectro eletromagnético é o intervalo completo das diversas formas de radiação eletromagnética.

As Cores do Céu

Coleção Observatório Nacional apresenta..

Revista As Cores do Céu - 2ª Parte

A energia transportada por uma onda é inversamente proporcional ao seu comprimento de onda. Pela relação existente entre comprimento de onda e frequência, vemos que a energia de uma onda é diretamente proporcional à frequência.

Deste modo:

E = h ν ou E = hc/ λ

Vemos então que quanto maior for λ menor será a energia que a onda transporta, sendo assim cada vez mais difícil detectá-la. Equivalentemente, quanto maior for a frequência ν maior será a energia transportada pela onda.

Por exemplo:

A rádio do Ministério da Educação (rádio MEC) se anuncia como 98,8 FM. Isto significa que seus transmissores emitem uma frequência = 98,8 megahertzs = 98 800 000 ciclos/segundo (do mesmo modo, a onda eletromagnética transmitida pela rádio MEC tem um comprimento de onda de cerca de λ = c/ν = 30 000 000 000/98 800 000 = 303,64 centímetros).

A energia desta onda rádio é obtida fazendo-se:

E = h ν = 6,625 x 10^-27 x 98 800 000 = 6,5 x 10-19 ergs.

Considerando que um erg é aproximadamente a energia que uma mosca gasta ao decolar de uma parede, percebe-se que as ondas rádio não transportam muita energia. Os corpos celestes emitem radiação eletromagnética, de todos os comprimentos de onda, ao mesmo tempo. No entanto, nossos olhos só conseguem perceber a parte do espectro que é chamada de luz visível. Essa é a parte do espectro eletromagnético que nos interessa no momento.

O Espectro Eletromagnético

A luz branca que vemos, como por exemplo, aquela emitida pelo Sol, na verdade é uma mistura de várias cores. Isso foi demonstrado pelo cientista inglês, Isaac Newton, que usou um prisma para separar as diferentes cores que formam a luz branca. A esse conjunto de cores dá-se o nome de espectro.

As cores que formam a luz branca se distinguem pelos seus diferentes comprimentos de onda. A parte visível do espectro, como já vimos, varia do violeta, com um comprimento de onda de cerca de 380 nm (nanômetro (nm) = 10-9 m = 10-7 cm = 10Å) até a cor vermelha, com um comprimento de onda de cerca de 720 nm. Entre essas cores, ou seja, entre esses comprimentos de onda temos o índigo, azul, verde, amarelo e o laranja.

Essa é a origem do arco-íris: a luz branca passa através de gotículas de água em suspensão na atmosfera, e é decomposta nos vários comprimentos de onda (cada um deles correspondendo a uma cor) que a forma. Podemos dizer que a luz branca que vemos é uma mistura de todas as cores presentes em um arco-íris.

Espectroscopia

Uma carga em repouso gera um campo elétrico em sua volta. Se esta carga estiver em movimento, o campo elétrico, em uma posição qualquer, estará variando no tempo e gerará um campo magnético que também varia com o tempo. Estes campos, em conjunto, constituem uma onda eletromagnética, que se propaga mesmo no vácuo. James Clerk Maxwell (1831-1879) demonstrou que a luz é uma onda eletromagnética.

À intensidade da luz

em diferentes comprimentos de onda,

chamamos de espectro.

Quase toda informação sobre as propriedades físicas das estrelas são obtidas direta ou indiretamente de seus espectros, principalmente suas temperaturas, densidades e composições.

Histórico

Isaac Newton demonstrou em 1665-66 que a luz branca, como a luz do Sol, ao passar por um prisma se decompõe em luz de diferentes cores, formando um espectro como o arco-íris.

Em 1802, William Hyde Wollaston (1766-1828) observou que, passando a luz solar por uma fenda e depois por um prisma, apareciam algumas linhas escuras no espectro, que ele interpretou como o limite das cores. Estas linhas são imagens da fenda do espectrógrafo em diferentes comprimentos de onda. Até 1820, o fabricante de intrumentos de vidro (lentes, prismas, microscópios e telescópios)

alemão Joseph von Fraunhofer (Frauenhofer) (1787-1826), de Munique, já havia contado 574 linhas escuras no espectro solar, chamadas depois de linhas de Fraunhofer. Para 324 destas linhas, Fraunhofer deu o nome de letras maiúsculas: A, B, C ... para as linhas mais fortes e minúsculas para as mais fracas, começando com A no vermelho.

Fraunhofer também observou linhas nos espectros das estrelas Sírius, Castor, Pollux, Capella, Betelgeuse e Procyon.

Na verdade Fraunhofer utilizava as linhas do espectro solar para calibrar seus instrumentos (vidros e prismas), que eram os de melhor qualidade fabricados naquela época.

Como pequenas variações na quantidade e mistura de quartzo (SiO₂), cal (CaO) e soda (carbonato de sódio, Na₂CO₃) que compõem o vidro (basicamente SiO₄) fazem que os prismas fabricados desloquem o comprimento de onda em diferentes ângulos, Fraunhofer usava as linhas do espectro solar para determinar as propriedades dos vidros.

Apresentando seus resultados na Academia de Ciências da Bavária, foi eleito membro e ministrou aulas na Universidade da Bavária por muitos anos, apesar de não possuir educação formal.

Como veremos a seguir, 40 anos depois as linhas foram identificadas por Gustav Robert Kirchhoff como sendo:

Linha	$\lambda$ (Å)	Elemento	Cor
A	7594	oxigênio	Vermelho
B	6867	oxigênio
C	6563	hidrogênio, H $\alpha$
D1	5896	sódio	Amarelo
D2	5890	sódio
D3	5876	hélio
E	5270	ferro e cálcio
b1	5184	magnésio
F	4861	hidrogênio, H $\beta$	Verde
G	4308	ferro (e cálcio)	Azul
H	3968	cálcio
K	3934	cálcio	Violeta