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GAIA REVELA O PASSADO E O FUTURO DO SOL
16 de agosto de 2022

 


Impressão artística de alguns possíveis percursos evolutivos para estrelas de diferentes massas iniciais.
Algumas protoestrelas, anãs castanhas, nunca ficam quentes o suficiente para se tornarem verdadeiramente estrelas, e simplesmente arrefecem e desvanecem-se.
As anãs vermelhas, o tipo estelar mais comum, continuam a arder até terem transformado todo o seu hidrogénio em hélio, transformando-se numa anã branca.
Estrelas semelhantes ao Sol incham em gigantes vermelhas antes de libertarem os seus invólucros exteriores para uma nebulosa colorida, enquanto os seus núcleos colapsam numa anã branca.
As estrelas mais massivas colapsam abruptamente depois de terem queimado o seu combustível, provocando uma explosão de supernova ou explosão de raios-gama, e deixando para trás uma estrela de neutrões ou um buraco negro.
Crédito ESA

 

Todos desejamos, por vezes, ver o futuro. Agora, graças aos dados mais recentes da missão Gaia da ESA, os astrónomos podem fazer exatamente isso para o Sol. Ao identificar com precisão estrelas de massa e composição semelhantes, podem ver como o nosso Sol vai evoluir no futuro. E este trabalho vai muito além de um pouco de clarividência astrofísica.

A terceira grande divulgação de dados do Gaia (DR3, "data release 3") foi tornada pública a 13 de junho de 2022. Um dos principais produtos a sair desta publicação foi uma base de dados das propriedades intrínsecas de centenas de milhões de estrelas. Estes parâmetros incluem quão quentes são, quão grandes são e quais as massas que possuem.

O Gaia faz leituras excecionalmente precisas do brilho aparente de uma estrela, tal como visto da Terra, e da sua cor. A transformação destas características observacionais básicas nas propriedades intrínsecas de uma estrela é um trabalho meticuloso.

Orlagh Creevey, do Observatório Côte d'Azur, França, e colaboradores da Unidade de Coordenação 8 do Gaia, são responsáveis pela extração de tais parâmetros astrofísicos das observações do Gaia. Ao fazê-lo, a equipa está a acrescentar ao trabalho pioneiro dos astrónomos que trabalharam no HCO (Harvard College Observatory), no estado norte-americano de Massachusetts, durante o final do século XIX e início do século XX.

Naquela altura, os esforços dos astrónomos centravam-se na classificação do aparecimento de "linhas espectrais". Estas são linhas escuras que aparecem no arco-íris de cores produzidas quando a luz de uma estrela é dividida com um prisma. Annie Jump Cannon concebeu uma sequência de classificação espectral que ordenou as estrelas de acordo com a força destas linhas espectrais. Esta ordem foi posteriormente descoberta como estando diretamente relacionada com a temperatura das estrelas. Antonia Maury fez uma classificação separada com base na largura de certas linhas espectrais. Mais tarde, descobriu-se que esta se relacionava com a luminosidade e a idade de uma estrela.

A correlação destas duas propriedades permite que cada estrela no Universo seja traçada num único diagrama. Conhecido como diagrama de H-R (Hertzsprung-Russell), tornou-se uma das pedras angulares da astrofísica. Concebido independentemente em 1911 por Ejnar Hertzsprung e em 1913 por Henry Norris Russell, um diagrama de H-R traça a luminosidade intrínseca de uma estrela contra a sua temperatura superficial efetiva. Ao fazê-lo, revela como as estrelas evoluem ao longo dos seus grandes ciclos de vida.

Embora a massa da estrela mude relativamente pouco ao longo da sua vida, a temperatura e o tamanho da estrela variam muito à medida que envelhece. Estas alterações são impulsionadas pelo tipo de reações de fusão nuclear que estão a ocorrer dentro da estrela na altura.

Com uma idade de cerca de 4,57 mil milhões de anos, o nosso Sol está atualmente na sua confortável meia-idade, fundindo hidrogénio em hélio e sendo geralmente bastante estável; calmo, até. Nem sempre será esse o caso. À medida que o combustível hidrogénio se esgota no seu núcleo, e que as mudanças começam no processo de fusão, é esperado que inche numa estrela gigante vermelha, baixando a sua temperatura de superfície no processo. Exatamente como isto acontece depende de quanta massa uma estrela contém e da sua composição química. É aqui que entra a DR3.

Orlagh e colegas vasculharam os dados à procura das observações estelares mais precisas que a missão podia oferecer. "Queríamos ter uma amostra realmente pura de estrelas com medições de alta precisão", diz Orlagh.

Concentraram os seus esforços em estrelas que têm temperaturas de superfície entre 3000K e 10000K, porque estas são as estrelas com a vida mais longa na Galáxia e, portanto, podem revelar a história da Via Láctea. São também candidatas promissoras à descoberta de exoplanetas, porque são basicamente parecidas ao Sol, que tem uma temperatura à superfície de 6000K.

Em seguida, Orlagh e colegas filtraram a amostra para mostrar apenas aquelas estrelas que tinham a mesma massa e composição química que o Sol. Uma vez que permitiram idades diferentes, as estrelas que selecionaram acabaram por traçar uma linha através do diagrama de H-R que representa a evolução do nosso Sol, desde o seu passado até ao seu futuro. A linha revelou a forma como a nossa estrela irá variar a sua temperatura e luminosidade à medida que envelhece.

A partir deste trabalho, torna-se claro que o nosso Sol atingirá uma temperatura máxima aproximadamente aos 8 mil milhões de anos, e que depois irá arrefecer e aumentar de tamanho, tornando-se numa estrela gigante vermelha por volta dos 10-11 mil milhões de anos. O Sol chegará ao fim da sua vida após esta fase, quando eventualmente se tornar numa ténue anã branca.

Encontrar estrelas semelhantes ao Sol é essencial para compreender como encaixamos no Universo mais vasto. "Se não compreendermos o nosso próprio Sol - e há muitas coisas que não sabemos sobre ele - como podemos esperar compreender todas as outras estrelas que constituem a nossa maravilhosa Galáxia", comenta Orlagh.

É uma fonte de alguma ironia que o Sol seja a nossa estrela mais próxima e mais estudada, mas a sua proximidade obriga-nos a estudá-la com telescópios e instrumentos completamente diferentes dos que usamos para olhar para o resto das estrelas. Isto porque o Sol é muito mais brilhante do que as outras estrelas. Ao identificar estrelas semelhantes ao Sol, mas desta vez com idades semelhantes, podemos colmatar esta lacuna observacional.

Para identificar estas "análogas solares" nos dados do Gaia, Orlagh e colegas procuraram estrelas com temperaturas, gravidades à superfície, composições, massas e raios que são todos semelhantes ao Sol atual. Encontraram 5863 estrelas que correspondiam aos seus critérios.

Agora que o Gaia produziu a lista de alvos, outros podem começar a investigá-los com seriedade. Algumas das questões a que querem respostas incluem: todas as análogas solares têm sistemas planetários semelhantes ao nosso? Será que todas as análogas solares giram a um ritmo semelhante ao do Sol?

Com a DR3, a instrumentação extremamente precisa do Gaia permitiu que os parâmetros estelares de mais estrelas fossem determinados com mais precisão do que nunca. E essa exatidão irá ondular para muitos outros estudos. Por exemplo, conhecer estrelas com mais exatidão pode ajudar ao estudo das galáxias, cuja luz é uma amalgamação de milhares de milhões de estrelas individuais.

"A missão Gaia tocou em todos os ramos da astrofísica", diz Orlagh.

Assim, quase certamente, não será apenas o passado e o futuro do Sol que este trabalho vai ajudar a iluminar.

 
 


Espectros de Absorção: Quando a luz passa através de um gás, átomos e moléculas no gás absorvem certas cores, ou comprimentos de onda, dessa luz. O resultado é um espectro de absorção: um arco-íris com linhas escuras de absorção.
Espectros de emissão: o mesmo gás pode brilhar, emitindo cores muito específicas para formar um espectro de emissão com linhas brilhantes conhecidas como linhas de emissão.
Cada elemento tem um conjunto único de linhas de absorção e emissão. O padrão de linhas é conhecido como uma assinatura espectral. Os espectros de absorção e emissão de cada elemento são inversos um do outro: os comprimentos de onda das linhas de absorção de um elemento em particular são os mesmos que os comprimentos de onda das suas linhas de emissão. Os astrónomos podem comparar o espectro de um objeto ou material celeste com os espectros de elementos e moléculas conhecidas para descobrir de que é feito o objeto ou material.
Crédito: NASA, ESA, Leah Hustak (STScI)


Mais de quatro milhões de estrelas, num raio de cinco mil anos-luz do Sol, estão traçadas neste diagrama usando informação sobre o seu brilho, cor e distância do segundo lançamento de dados do satélite Gaia da ESA. É conhecido como diagrama de Hertzsprung-Russell em honra aos astrónomos que o conceberam no início do século XX, e é um instrumento fundamental para estudar as populações de estrelas e a sua evolução.
Este diagrama de Hertzsprung-Russell, obtido por uma seleção de estrelas no segundo catálogo do Gaia, é o mais detalhado até à data feito por mapeamento de estrelas em todo o céu, contendo cerca de cem vezes mais estrelas do que o obtido utilizando dados da missão Hipparcos da ESA, a antecessora do Gaia, nos anos 90. Este novo diagrama contém tanta informação altamente precisa que os astrónomos foram capazes de identificar detalhes finos que nunca antes tinham sido vistos.
O diagrama de Hertzsprung-Russell pode ser imaginado como um retrato de família estelar: as estrelas são traçadas de acordo com a sua cor (no eixo horizontal) e brilho (no eixo vertical) e são agrupadas em diferentes regiões do diagrama, dependendo principalmente das suas massas, composição química, idades e fases do ciclo de vida estelar. A informação sobre as distâncias estelares é fundamental para calcular o verdadeiro brilho, ou magnitude absoluta, das estrelas.
As estrelas mais brilhantes são mostradas na parte superior do diagrama, enquanto as estrelas mais fracas são mostradas na parte inferior. As estrelas mais azuis, que têm superfícies mais quentes, estão à esquerda, e as estrelas mais vermelhas, com superfícies mais frias, à direita. A escala de cores nesta imagem não representa a cor das estrelas, mas é uma representação de quantas estrelas estão representadas em cada parte do diagrama: o preto representa números mais baixos de estrelas, enquanto que o vermelho, o laranja e o amarelo correspondem a números cada vez mais altos de estrelas.
A grande faixa diagonal que atravessa o centro do gráfico é conhecida como a sequência principal. É aqui que se encontram estrelas de pleno direito que estão a gerar energia através da fusão de hidrogénio em hélio. As estrelas massivas, que têm cores mais azuis ou mais brancas, encontram-se na extremidade superior esquerda da sequência principal, enquanto as estrelas de massa intermédia como o nosso Sol, caracterizadas por cores amarelas, se encontram a meio caminho. As estrelas mais vermelhas, de baixa massa, encontram-se na parte inferior direita.
À medida que as estrelas envelhecem, incham, tornando-se mais brilhantes e avermelhadas. As estrelas que experimentam isto são vistas no diagrama como o braço vertical que conduz para fora da sequência principal e vira para a direita. Isto é conhecido como o ramo das gigantes vermelhas.
Enquanto as estrelas mais massivas incham em gigantes vermelhas e explodem como poderosas supernovas, estrelas como o nosso Sol terminam os seus dias de uma forma menos espetacular, acabando por se transformar em anãs brancas - os núcleos quentes de estrelas mortas. Estes encontram-se na parte inferior esquerda do diagrama.
O enorme salto em frente do Hipparcos para o Gaia é especialmente visível na região das anãs brancas do diagrama. Embora Hipparcos tivesse obtido medições de distância fiáveis apenas para um punhado de anãs brancas, mais de 35.000 desses objetos estão incluídos neste diagrama com base em dados do Gaia. Isto permite aos astrónomos ver a assinatura de diferentes tipos de anãs brancas, de tal forma que se pode fazer uma diferenciação entre as que têm núcleos ricos em hidrogénio e as que são dominadas pelo hélio.
Crédito: ESA/Gaia/DPAC; reconhecimento: DPAC (Data Processing and Analysis Consortium) do Gaia; Carine Babusiaux, IPAG - Université Grenoble Alpes, GEPI - Observatório de Paris, França.


A evolução de uma estrela parecida com o Sol, tal como derivada da DR3 do Gaia da ESA, no chamado diagrama de Hertzsprung-Russell. O Sol é ilustrado na sua idade atual de cerca de 4,6 mil milhões de anos, e o caminho evolutivo que seguirá dado que a temperatura e luminosidade de uma estrela varia com a idade à medida que que queima o seu combustível. O nosso Sol atingirá uma temperatura máxima aproximadamente aos oito mil milhões de anos de idade, depois arrefecerá e mover-se-á ao longo deste diagrama, ao mesmo tempo que aumenta lentamente de tamanho. Torna-se uma gigante vermelha aos 10-11 mil milhões de anos e depois aumenta rapidamente de forma significativa em tamanho. O fim da vida do Sol acontece pouco tempo depois, onde acabará por se tornar uma anã branca e fria.
Crédito: ESA/Gaia/DPAC


// ESA (comunicado de imprensa)
// A vida de uma estrela (ESA via YouTube)

Saiba mais

CCVAlg - Astronomia:
14/06/2022 - Gaia vê estrelas estranhas no levantamento mais detalhado da Via Láctea até à data

Sol:
Wikipedia
Fases da vida do Sol (Wikipedia)

Evolução estelar:
Wikipedia

Diagrama de Hertzsprung-Russell:
Wikipedia

Gaia:
ESA
ESA - 2
Gaia/ESA
Programa Alertas de Ciência Fotométrica do Gaia
Catálogo DR3 do Gaia
Wikipedia

 
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