17.4: Usando espectros para medir o raio estelar, a composição e o movimento

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Entenda como os astrônomos podem aprender sobre o raio e a composição de uma estrela estudando seu espectro
• Explique como os astrônomos podem medir o movimento e a rotação de uma estrela usando o efeito Doppler
• Descreva o movimento correto de uma estrela e como ele se relaciona com a velocidade espacial de uma estrela

Analisar o espectro de uma estrela pode nos ensinar todos os tipos de coisas além de sua temperatura. Podemos medir sua composição química detalhada, bem como a pressão em sua atmosfera. Com a pressão, obtemos pistas sobre seu tamanho. Também podemos medir seu movimento em direção ou para longe de nós e estimar sua rotação.

Dicas sobre o tamanho de uma estrela

Como veremos em The Stars: A Celestial Census, as estrelas vêm em uma grande variedade de tamanhos. Em alguns períodos de suas vidas, as estrelas podem se expandir para dimensões enormes. Estrelas desse tamanho exagerado são chamadas de gigantes. Felizmente para o astrônomo, os espectros estelares podem ser usados para distinguir estrelas gigantes de estrelas comuns (como nosso Sol).

Suponha que você queira determinar se uma estrela é gigante. Uma estrela gigante tem uma fotosfera grande e estendida. Por ser tão grande, os átomos de uma estrela gigante estão espalhados por um grande volume, o que significa que a densidade das partículas na fotosfera da estrela é baixa. Como resultado, a pressão na fotosfera de uma estrela gigante também é baixa. Essa baixa pressão afeta o espectro de duas maneiras. Primeiro, uma estrela com uma fotosfera de baixa pressão mostra linhas espectrais mais estreitas do que uma estrela da mesma temperatura com uma fotosfera de alta pressão (Figura\(\PageIndex{1}\)). A diferença é grande o suficiente para que um estudo cuidadoso dos espectros possa dizer qual das duas estrelas na mesma temperatura tem uma pressão mais alta (e, portanto, é mais comprimida) e qual tem uma pressão mais baixa (e, portanto, deve ser estendida). Esse efeito é devido a colisões entre partículas na fotosfera da estrela — mais colisões levam a linhas espectrais mais amplas. As colisões, é claro, serão mais frequentes em um ambiente de maior densidade. Pense nisso como no trânsito: as colisões são muito mais prováveis durante a hora do rush, quando a densidade dos carros é alta.

Segundo, mais átomos são ionizados em uma estrela gigante do que em uma estrela como o Sol com a mesma temperatura. A ionização dos átomos nas camadas externas de uma estrela é causada principalmente por fótons, e a quantidade de energia transportada pelos fótons é determinada pela temperatura. Mas por quanto tempo os átomos permanecem ionizados depende em parte da pressão. Em comparação com o que acontece no Sol (com sua fotosfera relativamente densa), os átomos ionizados na fotosfera de uma estrela gigante têm menos probabilidade de passar perto o suficiente dos elétrons para interagir e se combinar com um ou mais deles, tornando-se neutros novamente. Os átomos ionizados, como discutimos anteriormente, têm espectros diferentes dos átomos neutros.

Figura\(\PageIndex{1}\): Linhas espectrais. Esta figura ilustra uma diferença nas linhas espectrais de estrelas com a mesma temperatura, mas com pressões diferentes. Uma estrela gigante com uma fotosfera de pressão muito baixa mostra linhas espectrais muito estreitas (abaixo), enquanto uma estrela menor com uma fotosfera de alta pressão mostra linhas espectrais muito mais amplas (acima).

Abundâncias dos elementos

As linhas de absorção da maioria dos elementos químicos conhecidos já foram identificadas nos espectros do Sol e das estrelas. Se observarmos linhas de ferro no espectro de uma estrela, por exemplo, saberemos imediatamente que a estrela deve conter ferro.

Observe que a ausência das linhas espectrais de um elemento não significa necessariamente que o elemento em si esteja ausente. Como vimos, a temperatura e a pressão na atmosfera de uma estrela determinarão quais tipos de átomos são capazes de produzir linhas de absorção. Somente se as condições físicas na fotosfera de uma estrela forem tais que as linhas de um elemento deveriam (de acordo com os cálculos) estar lá, podemos concluir que a ausência de linhas espectrais observáveis implica baixa abundância do elemento.

Suponha que duas estrelas tenham temperaturas e pressões idênticas, mas as linhas de sódio, digamos, são mais fortes em uma do que na outra. Linhas mais fortes significam que há mais átomos na fotosfera estelar absorvendo luz. Portanto, sabemos imediatamente que a estrela com linhas de sódio mais fortes contém mais sódio. Cálculos complexos são necessários para determinar exatamente quanto mais, mas esses cálculos podem ser feitos para qualquer elemento observado em qualquer estrela com qualquer temperatura e pressão.

É claro que livros didáticos de astronomia como o nosso sempre fazem com que essas coisas pareçam um pouco mais fáceis do que realmente são. Se você observar os espectros estelares, como os da Figura\(17.3.3\) na Seção 17.3, poderá ter uma ideia de como é difícil decodificar todas as informações contidas nas milhares de linhas de absorção. Em primeiro lugar, foram necessários muitos anos de cuidadoso trabalho laboratorial na Terra para determinar os comprimentos de onda precisos nos quais os gases quentes de cada elemento têm suas linhas espectrais. Livros longos e bancos de dados de computadores foram compilados para mostrar as linhas de cada elemento que podem ser vistas em cada temperatura. Em segundo lugar, os espectros estelares geralmente têm muitas linhas de vários elementos, e devemos ter cuidado para classificá-los corretamente. Às vezes, a natureza não ajuda, e linhas de diferentes elementos têm comprimentos de onda idênticos, o que aumenta a confusão. E terceiro, como vimos no capítulo sobre Radiação e Espectros, o movimento da estrela pode mudar o comprimento de onda observado de cada uma das linhas. Portanto, os comprimentos de onda observados podem não corresponder exatamente às medições laboratoriais. Na prática, analisar espectros estelares é uma tarefa exigente, às vezes frustrante, que requer treinamento e habilidade.

Estudos de espectros estelares mostraram que o hidrogênio representa cerca de três quartos da massa da maioria das estrelas. O hélio é o segundo elemento mais abundante, representando quase um quarto da massa de uma estrela. Juntos, hidrogênio e hélio compõem de 96 a 99% da massa; em algumas estrelas, eles chegam a mais de 99,9%. Entre os 4% ou menos de “elementos pesados”, oxigênio, carbono, néon, ferro, nitrogênio, silício, magnésio e enxofre estão entre os mais abundantes. Geralmente, mas não invariavelmente, os elementos de menor peso atômico são mais abundantes do que aqueles de maior peso atômico.

Dê uma olhada cuidadosa na lista de elementos no parágrafo anterior. Dois dos mais abundantes são hidrogênio e oxigênio (que compõem a água); adicione carbono e nitrogênio e você começará a escrever a receita para a química de um estudante de astronomia. Somos feitos de elementos que são comuns no universo — apenas misturados em uma forma muito mais sofisticada (e em um ambiente muito mais frio) do que em uma estrela.

Como mencionamos na seção Os Espectros das Estrelas (e Anãs Marrons), os astrônomos usam o termo “metais” para se referir a todos os elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio. A fração da massa de uma estrela que é composta por esses elementos é chamada de metalicidade da estrela. A metalicidade do Sol, por exemplo, é de 0,02, já que 2% da massa do Sol é feita de elementos mais pesados que o hélio.

O Apêndice K lista o quão comum cada elemento é no universo (em comparação com o hidrogênio); essas estimativas são baseadas principalmente na investigação do Sol, que é uma estrela típica. Alguns elementos muito raros, no entanto, não foram detectados no Sol. As estimativas das quantidades desses elementos no universo são baseadas em medições laboratoriais de sua abundância em meteoritos primitivos, que são considerados representativos do material inalterado condensado da nebulosa solar (veja o capítulo Amostras Cósmicas e a Origem do Sistema Solar).

Velocidade radial

Quando medimos o espectro de uma estrela, determinamos o comprimento de onda de cada uma de suas linhas. Se a estrela não estiver se movendo em relação ao Sol, o comprimento de onda correspondente a cada elemento será o mesmo que medimos em um laboratório aqui na Terra. Mas se as estrelas estão se aproximando ou se afastando de nós, devemos considerar o efeito Doppler. Devemos ver todas as linhas espectrais de estrelas em movimento deslocadas em direção à extremidade vermelha do espectro se a estrela estiver se afastando de nós, ou em direção à extremidade azul (violeta) se estiver se movendo em nossa direção (Figura\(\PageIndex{2}\)). Quanto maior a mudança, mais rápido a estrela está se movendo. Esse movimento, ao longo da linha de visão entre a estrela e o observador, é chamado de velocidade radial e geralmente é medido em quilômetros por segundo.

Figura\(\PageIndex{2}\): Estrelas deslocadas pelo Doppler. Quando as linhas espectrais de uma estrela em movimento se deslocam em direção à extremidade vermelha do espectro, sabemos que a estrela está se afastando de nós. Se eles mudarem para a extremidade azul, a estrela está se movendo em nossa direção.

William Huggins, pioneiro mais uma vez, em 1868 fez a primeira determinação da velocidade radial de uma estrela. Ele observou o desvio do Doppler em uma das linhas de hidrogênio no espectro de Sirius e descobriu que essa estrela está se movendo em direção ao sistema solar. Hoje, a velocidade radial pode ser medida para qualquer estrela brilhante o suficiente para que seu espectro seja observado. Como veremos em The Stars: A Celestial Census, as medições de velocidade radial de estrelas duplas são cruciais para derivar massas estelares.

Movimento adequado

Há outro tipo de movimento que as estrelas podem ter que não pode ser detectado com espectros estelares. Ao contrário do movimento radial, que está ao longo da nossa linha de visão (ou seja, em direção ou longe da Terra), esse movimento, chamado movimento adequado, é transversal: ou seja, através da nossa linha de visão. Vemos isso como uma mudança nas posições relativas das estrelas na esfera celeste (Figura\(\PageIndex{3}\)). Essas mudanças são muito lentas. Mesmo a estrela com o maior movimento próprio leva 200 anos para mudar sua posição no céu em uma quantidade igual à largura da Lua cheia, e os movimentos de outras estrelas são menores ainda.

Figura: Grande movimento adequado. Três fotografias da estrela de Barnard, a estrela com o maior movimento próprio conhecido, mostram como essa estrela fraca se moveu ao longo de um período de 20 anos.

Por esse motivo, a olho nu, não notamos nenhuma mudança nas posições das estrelas brilhantes durante a vida humana. Se pudéssemos viver o suficiente, no entanto, as mudanças se tornariam óbvias. Por exemplo, daqui a cerca de 50.000 anos, observadores terrestres acharão a alça da Ursa Maior inequivocamente mais dobrada do que está agora (Figura\(\PageIndex{4}\)).

Figura\(\PageIndex{4}\): Mudanças na Ursa Maior. Esta figura mostra mudanças na aparência da Ursa Maior devido ao movimento adequado das estrelas ao longo de 100.000 anos.

Medimos o movimento adequado de uma estrela em segundos de arco (1/3600 de grau) por ano. Ou seja, a medição do movimento adequado nos diz apenas por quanto ângulo uma estrela mudou sua posição na esfera celeste. Se duas estrelas em distâncias diferentes estiverem se movendo na mesma velocidade perpendicular à nossa linha de visão, a mais próxima mostrará uma mudança maior em sua posição na esfera celeste em um ano. Como analogia, imagine que você está parado ao lado de uma rodovia. Os carros parecerão passar por você. Se você observar o tráfego de um ponto de vista a 800 metros de distância, os carros se moverão muito mais lentamente em seu campo de visão. Para converter esse movimento angular em uma velocidade, precisamos saber a que distância a estrela está.

Para saber a verdadeira velocidade espacial de uma estrela — ou seja, sua velocidade total e a direção na qual ela está se movendo no espaço em relação ao Sol — precisamos conhecer sua velocidade radial, seu movimento adequado e sua distância (Figura\(\PageIndex{5}\)). A velocidade espacial de uma estrela também pode, com o tempo, fazer com que sua distância do Sol mude significativamente. Ao longo de várias centenas de milhares de anos, essas mudanças podem ser grandes o suficiente para afetar o brilho aparente das estrelas próximas. Hoje, Sirius, na constelação de Canis Major (o Cão Grande) é a estrela mais brilhante do céu, mas há 100.000 anos, a estrela Canopus na constelação de Carina (a Quilha) era a mais brilhante. Daqui a pouco mais de 200.000 anos, Sirius terá se afastado e desaparecido um pouco, e Vega, a estrela azul brilhante em Lyra, assumirá seu lugar de honra como a estrela mais brilhante nos céus da Terra.

Figura\(\PageIndex{5}\): Velocidade espacial e movimento adequado. Esta figura mostra a verdadeira velocidade espacial de uma estrela. A velocidade radial é o componente da velocidade espacial projetada ao longo da linha de visão do Sol até uma estrela. A velocidade transversal é um componente da velocidade espacial projetada no céu. O que os astrônomos medem é o movimento adequado (μ), que é a mudança na direção aparente no céu medida em frações de um grau. Para converter essa mudança de direção em uma velocidade em, digamos, quilômetros por segundo, é necessário também saber a distância (d) do Sol até a estrela.

Rotação

Também podemos usar o efeito Doppler para medir a rapidez com que uma estrela gira. Se um objeto está girando, então um de seus lados está se aproximando de nós enquanto o outro está recuando (a menos que seu eixo de rotação esteja apontado exatamente para nós). Esse é claramente o caso do Sol ou de um planeta; podemos observar a luz da borda que se aproxima ou recua desses objetos próximos e medir diretamente os desvios do Doppler que surgem da rotação.

As estrelas, no entanto, estão tão distantes que todas aparecem como pontos não resolvidos. O melhor que podemos fazer é analisar a luz de toda a estrela de uma só vez. Devido ao efeito Doppler, as linhas na luz que vêm do lado da estrela girando em nossa direção são deslocadas para comprimentos de onda mais curtos e as linhas na luz da borda oposta da estrela são deslocadas para comprimentos de onda maiores. Você pode pensar em cada linha espectral que observamos como a soma ou composição de linhas espectrais originadas de diferentes velocidades em relação a nós. Cada ponto da estrela tem seu próprio desvio Doppler, então a linha de absorção que vemos de toda a estrela é, na verdade, muito maior do que seria se a estrela não estivesse girando. Se uma estrela estiver girando rapidamente, haverá uma maior dispersão dos desvios do Doppler e todas as suas linhas espectrais devem ser bem amplas. Na verdade, os astrônomos chamam essa linha de efeito de ampliação, e a quantidade de ampliação pode nos dizer a velocidade com que a estrela gira (Figura\(\PageIndex{6}\)).

Figura\(\PageIndex{6}\): Usando um espectro para determinar a rotação estelar. Uma estrela giratória mostrará linhas espectrais mais amplas do que uma estrela não rotativa.

As medições das larguras das linhas espectrais mostram que muitas estrelas giram mais rápido que o Sol, algumas com períodos de menos de um dia! Esses rotadores rápidos giram tão rápido que suas formas são “achatadas” no que chamamos de esferóides oblatos. Um exemplo disso é a estrela Vega, que gira uma vez a cada 12,5 horas. A rotação de Vega achata sua forma tanto que seu diâmetro no equador é 23% maior do que seu diâmetro nos pólos (Figura\(\PageIndex{7}\)). O Sol, com seu período de rotação de cerca de um mês, gira lentamente. Estudos mostraram que as estrelas diminuem sua velocidade de rotação à medida que envelhecem. Estrelas jovens giram muito rapidamente, com períodos rotacionais de dias ou menos. Estrelas muito antigas podem ter períodos de rotação de vários meses.

Figura\(\PageIndex{7}\): Comparação de estrelas giratórias. Esta ilustração compara a estrela Altair que gira mais rapidamente com a rotação mais lenta do Sol.

Como você pode ver, a espectroscopia é uma técnica extremamente poderosa que nos ajuda a aprender todos os tipos de informações sobre estrelas que simplesmente não conseguiríamos coletar de outra forma. Veremos nos capítulos posteriores que essas mesmas técnicas também podem nos ensinar sobre galáxias, que são os objetos mais distantes que podemos observar. Sem a espectroscopia, não saberíamos quase nada sobre o universo além do sistema solar.

ASTRONOMIA E FILANTROPIA

Ao longo da história da astronomia, contribuições de ricos patronos da ciência fizeram uma enorme diferença na construção de novos instrumentos e na realização de projetos de pesquisa de longo prazo. O projeto de classificação estelar de Edward Pickering, que se estenderia por várias décadas, foi possível graças a grandes doações de Anna Draper. Ela era viúva de Henry Draper, um médico que foi um dos astrônomos amadores mais talentosos do século XIX e a primeira pessoa a fotografar com sucesso o espectro de uma estrela. Anna Draper doou várias centenas de milhares de dólares ao Observatório de Harvard. Como resultado, o grande levantamento espectroscópico ainda é conhecido como Memorial Henry Draper, e muitas estrelas ainda são referidas por seus números “HD” nesse catálogo (como HD 209458).

Na década de 1870, o excêntrico construtor de pianos e magnata imobiliário James Lick (Figura\(\PageIndex{8}\)) decidiu deixar parte de sua fortuna para construir o maior telescópio do mundo. Quando, em 1887, o píer para abrigar o telescópio foi concluído, o corpo de Lick foi enterrado nele. No topo da fundação havia um refrator de 36 polegadas, que por muitos anos foi o principal instrumento no Observatório Lick, perto de San Jose.

Figura\(\PageIndex{8}\): Henry Draper (1837—1882) e James Lick (1796—1876). (a) Draper fica ao lado de um telescópio usado para fotografia. Após sua morte, sua viúva financiou mais trabalhos de astronomia em seu nome. (b) Lick era um filantropo que forneceu fundos para construir um refrator de 36 polegadas não apenas como um memorial a si mesmo, mas também para ajudar em futuras pesquisas astronômicas.

O telescópio Lick permaneceu o maior do mundo até 1897, quando George Ellery Hale convenceu o milionário ferroviário Charles Yerkes a financiar a construção de um telescópio de 40 polegadas perto de Chicago. Mais recentemente, Howard Keck, cuja família fez fortuna na indústria do petróleo, doou 70 milhões de dólares da fundação de sua família ao Instituto de Tecnologia da Califórnia para ajudar a construir o maior telescópio do mundo no topo do pico de 14.000 pés de Mauna Kea, no Havaí (veja o capítulo sobre Instrumentos Astronômicos para aprender mais sobre esses telescópios). A Fundação Keck ficou tão satisfeita com o que hoje é chamado de telescópio Keck que doou 74 milhões de dólares a mais para construir o Keck II, outro refletor de 10 metros no mesmo pico vulcânico.

Agora, se algum de vocês se tornar milionário ou bilionário e a astronomia tiver despertado seu interesse, lembre-se de um instrumento ou projeto astronômico ao planejar sua propriedade. Mas, francamente, a filantropia privada não poderia apoiar todo o empreendimento da pesquisa científica em astronomia. Grande parte de nossa exploração do universo é financiada por agências federais, como a National Science Foundation e a NASA nos Estados Unidos, e por agências governamentais similares em outros países. Dessa forma, todos nós, por meio de uma parcela muito pequena de nossos impostos, somos filantropos da astronomia.

Resumo

Espectros de estrelas com a mesma temperatura, mas diferentes pressões atmosféricas, têm diferenças sutis, então os espectros podem ser usados para determinar se uma estrela tem um raio grande e baixa pressão atmosférica (uma estrela gigante) ou um raio pequeno e alta pressão atmosférica. Os espectros estelares também podem ser usados para determinar a composição química das estrelas; hidrogênio e hélio compõem a maior parte da massa de todas as estrelas. As medidas dos desvios de linha produzidos pelo efeito Doppler indicam a velocidade radial de uma estrela. A ampliação das linhas espectrais pelo efeito Doppler é uma medida da velocidade rotacional. Uma estrela também pode mostrar movimento adequado, devido ao componente da velocidade espacial de uma estrela na linha de visão.

Glossário

gigante

uma estrela de tamanho exagerado com uma fotosfera grande e estendida

movimento adequado

a mudança angular por ano na direção de uma estrela vista do Sol

velocidade radial

movimento em direção ou afastamento do observador; o componente da velocidade relativa que está na linha de visão

velocidade espacial

a velocidade total (tridimensional) e a direção com que um objeto está se movendo no espaço em relação ao Sol