Astrofísica | o que é Astrofísica?

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Astrofísica | o que é Astrofísica?

Astrofísica | o que é Astrofísica?

A astrofísica é a parte da astronomia que estuda o comportamento dos corpos celestes, do ponto de vista das leis físicas. A diferenciação de especialidades dentro da astronomia foi resultado do enorme impulso recebido por essa ciência com o advento de novas técnicas como a fotografia, a fotometria e a espectroscopia. Os dados obtidos pela observação ao longo dos anos foram examinados à luz de novos fundamentos científicos, como a teoria da relatividade, a mecânica quântica e a física de partículas. Os princípios estabelecidos em épocas anteriores foram confirmados e aperfeiçoados, o que tornou possível responder a numerosas questões sobre a estrutura do universo.

Até o século XIX acreditava-se que nunca seria possível determinar a composição dos astros. Hoje em dia são conhecidos não só os elementos que os constituem e os processos físicos que ocorrem em seu interior mas também o modo como esses corpos celestes se formaram e evoluíram. Uma teoria sobre a origem do universo, fundamentada em observações e em experiências, é hoje plenamente aceita pelos cientistas.

Fotometria
No século II a.C. Hiparco de Niceia classificou as estrelas em seis grupos, de acordo com seu brilho. As de primeira magnitude eram as mais brilhantes, e as de sexta, as de menor brilho. Essa classificação, no entanto, só incluía os corpos celestes perceptíveis a olho nu. Atualmente utiliza-se uma escala de valores compreendidos entre -27, que corresponde ao astro mais brilhante (o Sol), e + 23, para as estrelas de brilho menos intenso, que, não obstante, podem ser fotografadas com o auxílio de um telescópio.

A unidade de medida da intensidade luminosa é a candela (cd), que corresponde à luminosidade de um corpo negro (corpo que absorve toda a radiação incidente em sua superfície) de 1/60 cm2 de superfície, à temperatura de 1.769o C. Assim, uma candela observada a um metro de distância teria uma magnitude de aproximadamente -14. Da mesma forma, uma diferença de cinco magnitudes se obtém multiplicando a intensidade luminosa por cem, de modo que, quando a diferença é de somente uma magnitude a razão entre as intensidades é de 10,4. Se chamarmos de I1, I2 as intensidades luminosas de duas estrelas e de m1, m2 suas respectivas magnitudes, verifica-se a seguinte relação matemática:

A magnitude de uma estrela se avalia com o olho humano, sensível principalmente aos comprimentos de onda correspondentes à cor amarela, situada na zona central do espectro visível. Para avaliar a magnitude de uma estrela pode-se recorrer também a procedimentos fotográficos, com os quais se mede o escurecimento de uma placa sensível principalmente ao azul. Consegue-se uma precisão ainda maior calculando a intensidade luminosa em função da intensidade elétrica a ela correspondente, produzida por efeito fotoelétrico quando a luz incide sobre uma lâmina metálica.

O brilho ou magnitude de uma estrela observada da Terra é, na realidade, um valor aparente, que depende de sua luminosidade absoluta (energia emitida em forma radiante por unidade de tempo) e de sua localização, já que o brilho de um emissor luminoso decresce com o quadrado da distância. Assim, conhecendo-se a magnitude aparente de um astro e sua distância, pode-se calcular sua magnitude absoluta. Existe uma escala para medir a magnitude estelar, cuja unidade é o brilho de uma estrela hipotética situada a uma distância de dez parsecs (aproximadamente 3,26 anos-luz ou 30,84 x 1012 quilômetros) da Terra. A magnitude absoluta de uma estrela tem especial importância no caso daqueles astros denominados variáveis cefeidas, cuja luminosidade varia periodicamente e de forma proporcional à sua magnitude absoluta. A medição da magnitude aparente e do período dessas estrelas permite calcular a distância que as separa da Terra.

Análise espectral
Pode-se obter informação sobre as estrelas por meio de análise da luz que elas emitem. Com esse procedimento, denominado análise espectral, foi possível identificar a presença do elemento químico hélio no Sol antes mesmo que ele fosse detectado na Terra.

Fundamento
A luz visível é um tipo de radiação eletromagnética, isto é, uma variação periódica dos campos elétrico e magnético, que se propaga no espaço a uma velocidade de 300.000 km/s. Os raios ultra-violeta, os raios X e as ondas de rádio são, também, formas de radiação eletromagnética. A diferença entre elas deve-se à frequência e ao comprimento de onda do movimento ondulatório próprio de cada uma dessas radiações. O espectro eletromagnético compreende comprimentos de onda que variam de 10-11cm, para os raios gama, a vários quilômetros, para as ondas de rádio. A luz visível ocupa uma faixa estreita desse espectro e compreende comprimentos de onda que variam em torno de 5 x 10-5cm, comprimento correspondente à luz amarela. Ondas mais longas correspondem à luz vermelha e outras, mais curtas, à luz azul. O comprimento de onda e a frequência se relacionam por meio da fórmula  , em que c é a velocidade da luz (3 x 1010cm/s),   é o comprimento de onda e f é a frequência. Segundo a mecânica quântica, a luz pode ser considerada ao mesmo tempo como uma onda eletromagnética ou como um fluxo de partículas, denominadas fótons. Essas entidades materiais se deslocam a uma velocidade c e possuem uma energia E dada por E = hf, onde h é a constante de Planck (h = 6,6 x 10-27 ergs.s) e f a frequência de onda.

Os átomos são constituídos por um núcleo e um envoltório, onde se encontram os elétrons, situados em vários níveis de energia, denominados níveis quânticos. Quando um elétron se desloca de um nível de energia superior para outro, inferior, ele emite um fóton, cuja energia corresponde à diferença entre as energias daqueles dois níveis. De forma análoga, um elétron pode capturar um fóton e saltar para um nível energético superior. Assim, se os níveis energéticos de um átomo são conhecidos, pode-se calcular a frequência da luz emitida ou absorvida por ele. Por meio da análise da luz emitida também se pode determinar a natureza do átomo emissor.

Espectros
Quando a luz solar incide sobre um prisma, ela se decompõe em cores - ondas eletromagnéticas de frequências diferentes -, formando o espectro visível. Com o auxílio do espectroscópio, que permite observar um espectro, e do espectrógrafo, que registra graficamente o espectro de diferentes elementos químicos, é possível comparar a luz proveniente dos astros a espectros de elementos conhecidos e estabelecer assim a composição química desses astros.

Uma fonte luminosa pode gerar três tipos de espectro diferentes: (1) os sólidos ou líquidos incandescentes, bem como os gases sob pressão e temperatura elevadas, apresentam um espectro contínuo, constituído por ondas eletromagnéticas de todas as frequências; (2) os gases, sob pressões e temperaturas inferiores, geram um espectro formado por faixas de frequência bem definidas, correspondentes aos saltos dos elétrons entre os diversos níveis quânticos de energia (cada elemento químico caracteriza-se por uma disposição particular desse conjunto de frequências). (3) quando a luz emitida por um objeto, que por si só produziria um espectro contínuo, atravessa um gás mais frio, a luz resultante forma um espectro onde aparecem raias escuras sobre um fundo contínuo, denominadas raias de absorção. Esse terceiro caso é muito comum no estudo das estrelas, já que a luz, emitida pelas zonas mais profundas e de maior temperatura do astro deve atravessar suas camadas, mais frias, para atingir o espaço.

Temperatura de uma estrela
A partir do espectro de uma estrela é possível determinar não só a sua composição, como também a temperatura de sua superfície. Para cada frequência, a estrela emite uma onda eletromagnética de determinada intensidade. Assim, para uma certa frequência fm, a intensidade de emissão é máxima. A freqüência fm e a temperatura do emissor (T) se relacionam por meio da fórmula fm = 5,89 x 1010T, chamada lei de Wien, na qual a frequência se mede em ciclos por segundo e a temperatura em graus Kelvin (K).

Em astrofísica, a temperatura efetiva de uma estrela corresponde à de um corpo negro que emita a mesma quantidade de energia por unidade de tempo e de superfície. Pela lei de Stefan-Boltzmann é possível calcular essa temperatura, que é dada por  , onde E é a energia emitida por unidade de tempo, D é o diâmetro de estrela e s é uma constante, equivalente a 5,672 x 10-12W.cm2, K-4.

Espectros infravermelho, ultravioleta e de raios X. A atmosfera terrestre atua como um filtro e deixa passar para a superfície do planeta somente as radiações correspondentes ao espectro visível e das ondas de rádio, com comprimentos entre 1mm e 18m. Entretanto, satélites artificiais localizados no espaço recolhem e investigam radiações de outros tipos. Assim, foi possível localizar estrelas em formação, cuja temperatura ainda não lhes permitia brilhar, mas que emitiam na faixa do infravermelho. Foram também identificadas estrelas de nêutrons que emitem raios X.

Efeito Doppler
Quando uma fonte sonora se desloca em relação ao receptor, este percebe um som mais grave ou mais agudo, segundo o emissor esteja, respectivamente, se afastando ou se aproximando. Esse fenômeno, conhecido como efeito Doppler, pode ser aplicado às radiações luminosas, de acordo com investigações realizadas pelo francês Armand-Hippolyte-Louis Fizeau. De acordo com esse princípio, as raias espectrais das estrelas que se afastam da Terra deslocam-se na direção do vermelho, de menor frequência. Esse efeito tem sido utilizado para demonstrar a rotação do Sol ao redor de seu eixo e para medir a velocidade das estrelas. Dessa forma, calculando-se a velocidade das galáxias mais distantes, foi possível demonstrar a teoria da expansão geral do universo.

Radioastronomia
A atmosfera terrestre é transparente às ondas de rádio com comprimentos entre 1mm e 18m. A análise dessas ondas, provenientes do espaço exterior, é objeto de estudo da radioastronomia, a qual tem fornecido dados valiosos sobre as zonas mais afastadas do universo.

Comparado com outras estrelas, o Sol é um fraco emissor de ondas de rádio e não interfere na recepção dos sinais de rádio gerados por essas estrelas. O inverso acontece com a radiação luminosa emitida por essas fontes, que só são observadas à noite. As ondas de rádio atravessam sem dificuldade a poeira interestelar, o que não acontece com a radiação luminosa. Consequentemente, os radiotelescópios são muito mais sensíveis que os telescópios ópticos e possibilitam o estudo de zonas mais afastadas do universo.

Os radiotelescópios, como os receptores de rádio comuns, se compõem de uma antena, geralmente localizada no foco de um espelho parabólico, que concentra as ondas de rádio; um amplificador e uma fita magnética.

Uma desvantagem desses equipamentos é seu baixo poder de resolução: enquanto um telescópio óptico de cinco metros de diâmetro apresenta um limite de resolução de dois centésimos de segundo, um radiotelescópio com as mesmas dimensões tem um limite de resolução de dez graus. Esse problema pode ser resolvido, em parte, pela conexão de dois radiotelescópios a um mesmo receptor e pela análise do espectro de interferências resultantes (radiointerferômetro).

Mediante as técnicas radioastronômicas, tornou-se possível a exploração das regiões mais afastadas do universo. De modo geral, gases em turbulência emitem grandes quantidades de ondas de rádio. Assim, a atmosfera mais externa do Sol é uma importante fonte dessas ondas eletromagnéticas, o mesmo acontecendo com as atmosferas de Vênus, Júpiter e Saturno. Fora do sistema solar, os radiotelescópios possibilitam o descobrimento de resíduos de supernovas e a observação de colisões intergalácticas, além da localização de um tipo de astro denominado radiogaláxia, que emite ondas de rádio de grande intensidade.

Finalmente, com a utilização dos radiointerferômetros tornou-se possível determinar a posição dos quasares, objetos celestes cuja natureza ainda não é perfeitamente conhecida.

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