Em astronomia, “inicial” e “tardio” nem sempre se referem a uma linha de tempo, e “metal” pode não ser aquele material brilhante que transmite corrente elétrica.

Numa série de quatro artigos, vamos navegar por alguns termos usados na astronomia, de modo que possa compreender o vocabulário astronómico como um verdadeiro profissional. 

Estrelas “iniciais” e “tardias”

Os astrónomos frequentemente distinguem as estrelas entre os tipos “inicial” e “tardio”. As estrelas do tipo inicial são geralmente quentes e azuis, enquanto que as do tipo tardio são mais frias e vermelhas. Enquanto que estes nomes podem sugerir algo acerca da idade da estrela, essa não é a verdade.

Isto trata-se de facto de um remanescente arcaico de uma explicação de como as estrelas evoluem proposta no século XIX, que sugeria que estrelas do tipo inicial (azuladas) gradualmente arrefeceriam e encolheriam até se tornarem estrelas do tipo tardio (avermelhadas). Este modelo tinha por base um processo físico conhecido por mecanismo Kelvin-Helmholtz, pelo qual os objetos irradiam energia à medida que contraem, e que se pensava ser a razão por que as estrelas brilham.

Porém, se este fosse o caso, então o Sol não poderia ter brilhado por mais do que alguns milhões de anos. Mas os registos geológicos encontrados na Terra mostram que o nosso planeta tem vários milhares de milhões de anos. Mesmo tendo aquela ideia sido enfim abandonada, a terminologia inicial/tardio sobreviveu até hoje.

As estrelas “queimam” hidrogénio

A última machadada na história das estrelas de tipo “inicial” e “tardio” foi a descoberta de que as estrelas são alimentadas por fusão nuclear. Numa estrela, átomos leves como o hidrogénio são forçados a juntarem-se no núcleo da estrela, sob temperatura e pressão tremendas, devidas à gravidade. Isto resulta na fusão destes átomos em elementos mais pesados (no caso do hidrogénio, em hélio), libertando quantidades imensas de energia. Isto faz com que estrelas como o Sol brilhem intensamente.

Estrelas de população I, II e III. Poderá pensar que estas três populações de estrelas se sucederam no tempo. Porém, a existir uma ordem entre elas, essa ordem é invertida em relação à sua numeração romana.

Como a fusão “alimenta” as estrelas, é frequente os astrónomos referirem-se a este processo como “queima”, e então é provável que se ouça dizer que uma estrela “queima hidrogénio”. Contudo, isto não deverá ser confundido com o termo “queimar” que é aplicado ao que acontece na Terra (por exemplo, com um fósforo e oxigénio do ar) pois os dois processos não têm qualquer relação. Um processo, na estrela, envolve energia nuclear (armazenada no núcleo atómico), enquanto os fósforos envolvem energia eletromagnética ou química (armazenada nos eletrões dos átomos).

Nova e supernova

Uma ‘nova’ não é uma nova estrela que aparece no céu, embora o nome tenha tido essa origem quando entrou em uso no século XVI. O brilho percecionado como uma ‘nova’ estrela é de facto uma explosão termonuclear. Ocorre em geral num sistema de estrelas duplo, ou binário, composto por uma estrela normal e por uma anã branca (uma espécie de cadáver estelar). A explosão ocorre devido à queda de material da estrela normal para a anã branca.

Do termo nova derivou outro: ‘supernova’. Uma supernova é uma explosão mais luminosa, em valor real, do que uma nova. As supernovas devem-se ao colapso do interior de uma estrela no final da sua vida (uma estrela com mais massa do que o Sol). Também podem ocorrer pelo colapso do resto mortal de uma estrela, como uma anã branca, caso esta tenha roubado material adicional de uma estrela companheira e atingido assim o limite de massa.

Estrelas de população I, II e III

Poderá pensar que estas três populações de estrelas se sucederam no tempo. Porém, a existir uma ordem entre elas, essa ordem é invertida em relação à sua numeração romana.

Ao longo da história do Universo formaram-se, evoluíram e extinguiram-se muitas estrelas, de cujos restos mortais se formaram as sucessivas gerações. As primeiras estrelas eram constituídas quase apenas por hidrogénio e hélio, sintetizados após o Big Bang. Foram essas primeiras estrelas, através da fusão nuclear, que começaram a converter esses elementos leves e a enriquecer o Universo com elementos químicos mais pesados, essenciais para que hoje existam planetas rochosos e organismos como os humanos. Os astrónomos designam essa primeira geração de estrelas de população III.

De que cor é o Sol? Para os nossos olhos, que têm um limite de saturação para a intensidade de luz, o Sol é branco (todas as cores juntas por igual). Mas se esse limite não existisse, veríamos o sol ligeiramente esverdeado.

As estrelas da população II são estrelas mais recentes mas ainda assim antigas. Apresentam já alguma quantidade de elementos químicos mais pesados do que o hidrogénio e o hélio. São estrelas típicas do centro luminoso das galáxias, ou da sua periferia – no chamado halo.

Quanto às estrelas da população I, são estrelas formadas no período mais recente da história do Universo, como o Sol. Têm uma elevada proporção de elementos mais pesados do que o hidrogénio e o hélio, e é mais provável que existam planetas a orbitá-las. São estrelas típicas do disco e dos braços de galáxias espirais como a nossa Via Láctea.

Estrelas O B A F G K M

Alguém familiarizado com astronomia vê cores nestas letras mesmo que estivessem a preto. Cada letra refere-se a uma gama de temperatura a que se encontra a superfície das estrelas desse tipo. Como o gás da estrela, para cada temperatura, tem um pico de brilho numa certa região do espectro da radiação eletromagnética (ou seja, numa certa cor da luz), então a cada gama de temperatura corresponde uma cor dominante.

O Sol é uma estrela de tipo G, com temperaturas à superfície a rondar os 5800 Kelvin (o 0 da escala de Kelvin corresponde a -273,15º na escala Celsius). Estrelas avermelhadas são menos quentes à superfície (cerca de 3000 K), enquanto as estrelas O, azuis, podem ultrapassar os 30.000 Kelvin (e de facto têm o seu pico de brilho já na região dos ultravioletas).

Então de que cor é o Sol? Para os nossos olhos, que têm um limite de saturação para a intensidade de luz, o Sol é branco (todas as cores juntas por igual). Mas se esse limite não existisse, veríamos o sol ligeiramente esverdeado, pois é nesses comprimentos de onda de luz que está o seu pico de intensidade. Se por ocasião do poente ou do nascente vemos o sol amarelo, ou mesmo vermelho, isso deve-se a um efeito de dispersão das frequências de cor azul por parte da atmosfera.

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A série de artigos de que este texto faz parte tem por base o artigo “What did you just say? – Navigating astronomy’s confusing terminology”, de Anita Chandran, publicado no ESOblog, traduzido para português por Iara Tiago e expandido por Sérgio Pereira, do Grupo de Comunicação de Ciência do IA, com revisão científica de Sérgio Sousa.