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Uma Sinfonia de Cores

Olhar o céu numa noite sem luar estimula nossa imaginação e incentiva os cientistas a decifrarem as mensagens trazidas pela luz das estrelas. Um olhar mais atento mostra que as estrelas têm cores diferentes. Observe, por exemplo, o Cruzeiro do Sul (Figura 1), com três estrelas azuladas e duas avermelhadas. E as imagens que aparecem a todo momento na mídia de nebulosas com formas e cores interessantes. Por que essa diferença de cor? 

 

A história começa no século 17, quando Newton (1643−1727) forneceu as bases: física, matemática e experimental que permitiram o avanço da astronomia, iniciado muitos anos antes por Galileo (1554−1642) quando observou o céu pela primeira vez com um telescópio e comprovou o modelo heliocêntrico do universo, proposto por Copérnico (1473−1573). De fato, Newton concebeu, em poucos anos, a lei da gravitação universal, que rege o movimento dos astros, e desenvolveu o cálculo diferencial-integral, que permite calcular esse movimento sob o efeito da força gravitacional. Além disso, descobriu, através de experimentos ópticos, que a luz solar, usualmente considerada como luz branca, ao passar por um prisma de vidro se decompõe em diferentes cores, do vermelho ao violeta − as cores do arco-íris (Figura 2).

 

A caminho das estrelas

Em 1814, baseado no experimento do prisma de vidro, o óptico alemão von Fraunhauffer (1787-1826) inventou um aparelho que permitiu um estudo mais detalhado da luz solar através da medida da quantitativa de suas componentes. Estava aberto o caminho para a espectrometria que permite decompor a luz recebida de objetos celestes (estrelas, galáxias, nebulosas), determinar a intensidade de suas componentes e, assim, obter informações sobre as condições físicas reinantes no objeto, bem como sua composição química. Nasce a astrofísica, que se juntou aos outros dois ramos da astronomia: a astrometria (posição dos astros)  e a mecânica celeste (movimento dos astros).

Observações posteriores mostraram um resultado semelhante: uma mistura das cores do arco-íris, cujos comprimentos de onda estão entre 380 e 750 nanometros¹.   Revelaram também que as estrelas emitem radiação com comprimentos fora desse intervalo. 

Esse comportamento pode ser entendido a partir dos estudos do físico M. Planck (1858-1947) mostrando que corpos emitem radiação (luz) cuja intensidade depende da temperatura do corpo. A temperatura determina o comprimento de onda (lm) no qual a intensidade da emissão é máxima.  

As estrelas são massas de gás aquecido, cujas temperaturas podem ser de alguns mil graus a dezenas de milhares de graus. A  temperatura da atmosfera solar é cerca de 5.800K, e o pico de intensidade cai na região visível (Figura 3).

Note que o valor de lm é tanto maior quanto menor a temperatura.  Durante a evolução da espécie humana, nossos olhos se aperfeiçoaram para enxergar a luz emitida pelo Sol e “detectar” tudo o que existe à nossa volta e que a reflete. Não enxergamos no UV ou no infravermelho, que são também emitidos pelo Sol, mas muito menos intensos que a luz visível.  A temperatura normal do corpo humano é de 310 K. Emitimos, portanto,  radiação no infravermelho que não podemos ver a não ser com a ajuda dos chamados equipamentos de visão noturna, como câmeras e binóculos, que são detetores de infravermelho.

E as estrelas do Cruzeiro do Sul? A atmosfera das estrelas avermelhadas têm temperaturas entre 3.500 K e 4.000 K. As azuladas são bem mais quentes, acima de 22.000 K e suas curvas de Planck estão deslocadas para a região ultravioleta, o que significa que na região visivel, a cor violeta-azul e’ a mais intensa.  Um resultado inesperado, pois em geral se considera a cor vermelha uma cor “quente” e a azul uma cor “fria”. No entanto, a física e as estrelas contam uma história bem diferente.

Uma visão do futuro

As estrelas passam a maior parte da vida brilhando devido à energia gerada pela fusão de hidrogênio, localizada na região mais central mais quente, que aquece suas atmosferas. Após queimar o hidrogênio central, a evolução é muito rápida e o brilho continua assegurado por outras reações nucleares. Nessa fase, estrelas de baixa massa como o Sol  começam a perder as camadas mais externas em episódios  que se repetem e que acabem por expor a região mais interna da estrela original, cuja temperatura  alcança centenas de milhares de graus. A estrela envelhecida atinge então a fase de anã branca, energiza a matéria perdida ao seu redor que brilha, criando o que se chama uma  nebulosa planetária.  Esse é o destino do Sol em alguns bilhões de anos.

Nebulosas planetárias nada têm a ver com planetas. Receberam esse nome quando descobertas por W. Herschell (1738-1822) mostravam uma imagem difusa aproximadamente circular que se assemelhava à de um planeta. Atualmente, com telescópios mais potentes e detetores sensíveis a comprimentos de onda além do visível, as imagens revelam uma riqueza de formas e de detalhes que permitem um estudo aprofundado dos mecanismos produção das linhas atômicas, de enriquecimento do gás da nebulosa por diferentes elementos químicos, e de ejeção de matéria. As nebulosas planetárias são verdadeiros laboratórios para estudos de física atômica, hidrodinâmica e enriquecimento químico das galáxias, ou seja, da poluição do gás primordial constituído de H e de He pelos demais elementos químicos produzidos nas estrelas.

Um exemplo da variedade de observações e de detalhes pode ser vista na chamada Nebulosa Olho de Gato (NGC 6543), mostrada na Figura 5. A nebulosa, que está a uma distância de cerca de 3000 anos-luz, é delineada pelas linhas atômicas mais intensas. A emissão de raios X indica a presença de gás muito quente no entorno da estrela. A alta temperatura de 1,7 milhões de graus resulta do choque entre o material que está sendo expelido a alta velocidade pela estrela e o gás ejetado previamente. Observações com o Telescópio Espacial Spitzer mostram emissão infravermelha devida a presença de  moléculas e poeira nas regiões externas e mais frias.












Muitas outras nebulosas planetária também têm sido observadas (exemplos na Figura 6) com as técnicas mais modernas e estudadas usando modelos computacionais. Os resultados certamente entusiasmam os astrônomos, sempre ávidos para desvendar os segredos desses objetos lindos e efêmeros, pois se dissipam rapidamente se compararmos com os os bilhões de anos necessários para as estrelas evoluírem até poderem criá-las.

Entretanto, para a maioria das pessoas a atração vem  certamente da variedade de formas e do brilho de suas cores, reais ou artificiais se vindas da paleta de um observador, criando uma verdadeira sinfonia de cores...

¹ 1 nanometro = 0,000000001 m =  0,001  mícrons   =  10 angstrons

 

  • Foto de Adílson de Oliveira
  • Sueli Viegas
    São Paulo, SP, Brazil
  • Sueli Viegas, professora titular do Departamento de Astronomia da USP, é doutora em Astrofísica pela Universidade de Paris. Foi chefe do Departamento de Astronomia, assessora do CNPq e da Capes, pesquisadora visitante em várias universidades no exterior, representante brasileira na Rede Latino-americana de Astronomia, coordenadora  do Núcleo de Excelência Galáxias: Formação, Evolução e Atividade e do Núcleo de Pesquisa em Astrofísica da USP. Em 2005, foi agraciada com o prêmio Pesquisador Emérito do CNPq. Após sua aposentadoria, tem se dedicado à popularização da astronomia.



    e-mail: viegas@usp.br