Adoro perguntas simples que acabam tendo complicado – ou pelo menos não direto – respidas. Os astrônomos se torcem em nós, por exemplo, tentando definir o que é um planeta, mesmo que pareça que você saberia um quando o vir. O mesmo vale para luas; De fato, a União Astronômica Internacional, o goleiro oficial de nomes e definições para objetos celestes, nem mesmo tentar declarar o que é uma lua. Provavelmente, isso é o melhor, porque isso também não é tão fácil.
E as estrelas, no entanto? Eles também confundem algum tipo de definição palatável?
Em um sentido muito amplo, uma estrela é simplesmente um daqueles pontos de luz que você pode ver no céu noturno. Mas isso não é terrivelmente satisfatório em termos lexicológicos ou físicos. Afinal, também sabemos que o sol é uma estrela – mas, por definição, nunca o vemos no céu noturno da Terra, e certamente não é um ponto (a menos que você esteja vendo -o de Plutão bem passado).
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Se essa definição básica nos deixar um pouco seca, talvez possamos fazer melhor. Dos séculos de observações científicas e física teórica, podemos dizer mais. As estrelas são enormes, quentes e aproximadamente esféricas. Eles são mantidos juntos por sua própria gravidade e consistem em plasma (o gás aquecido tanto que os elétrons são retirados de seus átomos constituintes). E, claro, eles são luminosos. Eles brilharque provavelmente é a característica mais básica.
Isso é descritivo, certamente, mas ainda não nos diz que estrela é. O que torna alguém diferente de, digamos, um planeta? Pode haver uma estrela menor ou a maior?
Para responder sensivelmente a essas perguntas, precisamos entender o mecanismo central que torna uma estrela luminosa em primeiro lugar. Então podemos usar esse entendimento para definir melhor o que é ou não uma estrela.
Historicamente, os astrônomos estavam no escuro por isso por algum tempo. Muitos mecanismos foram propostos, mas não foi até o início do século XX que a mecânica quântica chegou ao resgate e introduziu a humanidade (para melhor ou para pior) ao conceito de fusão nuclear. Nesse processo, partículas subatômicas, como prótons e nêutrons – e até núcleos atômicos inteiros – poderiam ser esmagados, fundindo -se para formar núcleos mais pesados e liberando uma enorme quantidade de energia.
No núcleo de uma estrela, a fusão leva uma temperatura e pressão fantásticas que são fornecidas pela gravidade esmagadora da massa sobrejacente da estrela. Para que uma estrela seja relativamente estável, a força externa da energia gerada pela fusão em seu núcleo deve ser equilibrada pela atração interna da gravidade da estrela.
Existem algumas vias diferentes para que a fusão ocorra em estrelas como o sol, mas no final ambos produzem essencialmente o mesmo resultado: quatro núcleos de hidrogênio (cada um um único próton), além de várias outras partículas subatômicas se fundem para formar um núcleo de hélio, e esse processo rejeita muita radiação de alta energia como um procedimento. No sol, esse processo converte cerca de 620 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio a cada segundo. Isso cria energia suficiente para, bem, alimentar uma estrela.
Um aspecto crítico aqui é que, uma vez que essa reação começa no núcleo de uma estrela, ela continua enquanto houver material nuclear suficiente para alimentá -lo. E enquanto se fundindo por centenas de milhões de toneladas métricas por segundo soa muito para você e para mim, para uma estrela, essa é uma fração infinitesimalmente pequena de sua massa, permitindo que ela continue brilhando por bilhões de anos.
Então agora podemos dizer com mais confiança o que é uma estrela: uma enorme massa gravitacional amarrada de plasma luminoso, no qual a energia gerada a partir de fusão nuclear sustentada em seu núcleo é equilibrada pela gravidade. Huzzah!
Exceto (e você sabia um “exceto” estava chegando), há um limite inferior à temperatura e pressão necessárias para sustentar a fusão.
Para estrelas normais, é cerca de 75 vezes a massa de Júpiter, ou uma décima segunda a massa do sol. Abaixo dessa massa, não há pressão suficiente para iniciar o processo de fusão. Mas você pode notar que ninguém está declarando ansiosamente nada dezenas de vezes mais pesado que Júpiter como um “planeta”. Em geral, objetos médios muito massivos para serem planetas, mas muito leves para serem estrelas são chamados de anões marrons.
É aqui que as coisas ficam confusas – porque acontece que os anões marrons também podem sustentar certos tipos de reações de fusão. Por exemplo, eles fundem o deutério, um isótopo de hidrogênio com um nêutron extra em seu núcleo atômico. Alguns podem até fundir o lítio com prótons para formar berílio, e esses dois processos podem ocorrer a temperaturas e pressões mais baixas do que a fusão padrão de “hidrogênio de próton único” que descrevi anteriormente. Os anões marrons podem sustentar essas condições em seu núcleo, embora apenas por apenas dezenas de milhões de anos. Mas a questão permanece: esses objetos são estrelas?
Por uma questão de simplicidade, os astrônomos preferem manter os anões marrons em seu próprio grupo e não chamá -los de estrelas. (Talvez pudéssemos dizer que eles passam por uma breve “fase estelar” de fusão depois que eles nascem.) Então a maioria de nós diria que uma estrela precisa ter uma fusão de hidrogênio de próton única. Ainda é um pouco arbitrário – depois de tudo, até mesmo esse Fusion eventualmente para, embora isso possa levar até vários trilhões de anos para algumas estrelas lentas. Mas definir esse limite claro faz algum sentido.
As estrelas também têm um limite superior em sua massa. Estrelas mais maciças espremeram seu núcleo ainda mais difíceis, o que pode aumentar muito a taxa de reações de fusão. Mas isso, por sua vez, aumenta imensamente a produção de energia, tornando a estrela mais quente e mais brilhante. Se a estrela fica muito enorme, pode se tornar tão luminoso que literalmente se separar. Esse limite não está bem definido, mas está em algum lugar no bairro de 200 vezes a massa do sol. Vemos estrelas próximas a esse limite superior, como Eta Carinae, e elas são violentamente instáveis, invadidas por paroxismos estelares que explodem gás em erupções enormes.
O que acontece, então, depois que uma estrela esgota seu combustível nuclear? Eventualmente, o hidrogênio acaba, deixando para trás um núcleo feito de hélio. Isso pode obter muito Complicado, mas algumas estrelas enormes podem então fundir esse hélio em elementos mais pesados e esses elementos em mais pesados. Para os pesos pesados estelares verdadeiros – estrelas com mais de oito vezes a massa do sol – o fim vem como uma explosão catastrófica de supernova que deixa para trás uma estrela de nêutrons ou buraco negro. Estrelas menores e mais semelhantes ao sol têm uma morte mais sedada que acaba soprando suas camadas externas para expor seu núcleo denso e quente ao espaço. Chamamos esses cadáveres estelares de resfriamento lento, anões brancos.
Além dos buracos negros – que são tão extremos que merecem uma categoria por conta própria – os ostrônomos tendem a se referir a esses remanescentes estelares como estrelas, mas a lexicologia é mais provável. Esses objetos costumavam fazer parte de uma estrela que antes sustentava a fusão, mas não mais. Então, enquanto podemos chamar Essas estrelas, sabemos que eles são distinguidos de estrelas “regulares” como o sol. É um pouco confuso para os leigos, mas os astrônomos têm todos os tipos de termos que começaram com boas intenções, mas agora estão desatualizados ou devem ser preteridos.
Isso faz sentido; Afinal, o principal princípio da ciência é que ele aprende. Recebemos mais dados e mudamos de idéia, embora os termos que usamos possam demorar um pouco para recuperar o atraso. Então, por enquanto, estamos presos a algumas palavras que possivelmente (esperançosamente) ficarão fora de uso no futuro.
Planetas, luas, estrelas: os astrônomos sabem a diferença e sabem que nas bordas, esses termos podem sangrar um ao outro. Apesar das fronteiras difusas dessas categorias, reconhecer as distinções entre os objetos dentro delas é o que nos ajuda a entender o universo ainda melhor.