{"id":5334,"date":"2022-08-16T06:22:40","date_gmt":"2022-08-16T05:22:40","guid":{"rendered":"http:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/?p=5334"},"modified":"2022-08-16T06:22:50","modified_gmt":"2022-08-16T05:22:50","slug":"gaia-revela-o-passado-e-o-futuro-do-sol","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/2022\/08\/16\/gaia-revela-o-passado-e-o-futuro-do-sol\/","title":{"rendered":"Gaia revela o passado e o futuro do Sol"},"content":{"rendered":"\n

Todos desejamos, por vezes, ver o futuro. Agora, gra\u00e7as aos dados mais recentes da miss\u00e3o Gaia da ESA, os astr\u00f3nomos podem fazer exatamente isso para o Sol. Ao identificar com precis\u00e3o estrelas de massa e composi\u00e7\u00e3o semelhantes, podem ver como o nosso Sol vai evoluir no futuro. E este trabalho vai muito al\u00e9m de um pouco de clarivid\u00eancia astrof\u00edsica.<\/p>\n\n\n\n

A terceira grande divulga\u00e7\u00e3o de dados do Gaia (DR3, “data release 3”) foi tornada p\u00fablica a 13 de junho de 2022. Um dos principais produtos a sair desta publica\u00e7\u00e3o foi uma base de dados das propriedades intr\u00ednsecas de centenas de milh\u00f5es de estrelas. Estes par\u00e2metros incluem qu\u00e3o quentes s\u00e3o, qu\u00e3o grandes s\u00e3o e quais as massas que possuem.<\/p>\n\n\n\n

O Gaia faz leituras excecionalmente precisas do brilho aparente de uma estrela, tal como visto da Terra, e da sua cor. A transforma\u00e7\u00e3o destas caracter\u00edsticas observacionais b\u00e1sicas nas propriedades intr\u00ednsecas de uma estrela \u00e9 um trabalho meticuloso.<\/p>\n\n\n

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Impress\u00e3o art\u00edstica de alguns poss\u00edveis percursos evolutivos para estrelas de diferentes massas iniciais. Algumas protoestrelas, an\u00e3s castanhas, nunca ficam quentes o suficiente para se tornarem verdadeiramente estrelas, e simplesmente arrefecem e desvanecem-se. As an\u00e3s vermelhas, o tipo estelar mais comum, continuam a arder at\u00e9 terem transformado todo o seu hidrog\u00e9nio em h\u00e9lio, transformando-se numa an\u00e3 branca. Estrelas semelhantes ao Sol incham em gigantes vermelhas antes de libertarem os seus inv\u00f3lucros exteriores para uma nebulosa colorida, enquanto os seus n\u00facleos colapsam numa an\u00e3 branca. As estrelas mais massivas colapsam abruptamente depois de terem queimado o seu combust\u00edvel, provocando uma explos\u00e3o de supernova ou explos\u00e3o de raios-gama, e deixando para tr\u00e1s uma estrela de neutr\u00f5es ou um buraco negro.
Cr\u00e9dito: ESA<\/figcaption><\/figure>\n<\/div>\n\n\n

Orlagh Creevey, do Observat\u00f3rio C\u00f4te d’Azur, Fran\u00e7a, e colaboradores da Unidade de Coordena\u00e7\u00e3o 8 do Gaia, s\u00e3o respons\u00e1veis pela extra\u00e7\u00e3o de tais par\u00e2metros astrof\u00edsicos das observa\u00e7\u00f5es do Gaia. Ao faz\u00ea-lo, a equipa est\u00e1 a acrescentar ao trabalho pioneiro dos astr\u00f3nomos que trabalharam no HCO (Harvard College Observatory), no estado norte-americano de Massachusetts, durante o final do s\u00e9culo XIX e in\u00edcio do s\u00e9culo XX.<\/p>\n\n\n\n

Naquela altura, os esfor\u00e7os dos astr\u00f3nomos centravam-se na classifica\u00e7\u00e3o do aparecimento de “linhas espectrais”. Estas s\u00e3o linhas escuras que aparecem no arco-\u00edris de cores produzidas quando a luz de uma estrela \u00e9 dividida com um prisma. Annie Jump Cannon concebeu uma sequ\u00eancia de classifica\u00e7\u00e3o espectral que ordenou as estrelas de acordo com a for\u00e7a destas linhas espectrais. Esta ordem foi posteriormente descoberta como estando diretamente relacionada com a temperatura das estrelas. Antonia Maury fez uma classifica\u00e7\u00e3o 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.<\/p>\n\n\n\n

A correla\u00e7\u00e3o destas duas propriedades permite que cada estrela no Universo seja tra\u00e7ada num \u00fanico diagrama. Conhecido como diagrama de H-R (Hertzsprung-Russell), tornou-se uma das pedras angulares da astrof\u00edsica. Concebido independentemente em 1911 por Ejnar Hertzsprung e em 1913 por Henry Norris Russell, um diagrama de H-R tra\u00e7a a luminosidade intr\u00ednseca de uma estrela contra a sua temperatura superficial efetiva. Ao faz\u00ea-lo, revela como as estrelas evoluem ao longo dos seus grandes ciclos de vida.<\/p>\n\n\n

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Espectros de Absor\u00e7\u00e3o<\/strong>: Quando a luz passa atrav\u00e9s de um g\u00e1s, \u00e1tomos e mol\u00e9culas no g\u00e1s absorvem certas cores, ou comprimentos de onda, dessa luz. O resultado \u00e9 um espectro de absor\u00e7\u00e3o: um arco-\u00edris com linhas escuras de absor\u00e7\u00e3o.
Espectros de emiss\u00e3o<\/strong>: o mesmo g\u00e1s pode brilhar, emitindo cores muito espec\u00edficas para formar um espectro de emiss\u00e3o com linhas brilhantes conhecidas como linhas de emiss\u00e3o.
Cada elemento tem um conjunto \u00fanico de linhas de absor\u00e7\u00e3o e emiss\u00e3o. O padr\u00e3o de linhas \u00e9 conhecido como uma assinatura espectral. Os espectros de absor\u00e7\u00e3o e emiss\u00e3o de cada elemento s\u00e3o inversos um do outro: os comprimentos de onda das linhas de absor\u00e7\u00e3o de um elemento em particular s\u00e3o os mesmos que os comprimentos de onda das suas linhas de emiss\u00e3o. Os astr\u00f3nomos podem comparar o espectro de um objeto ou material celeste com os espectros de elementos e mol\u00e9culas conhecidas para descobrir de que \u00e9 feito o objeto ou material.
Cr\u00e9dito: NASA, ESA, Leah Hustak (STScI)<\/figcaption><\/figure>\n<\/div>\n\n\n

Embora a massa da estrela mude relativamente pouco ao longo da sua vida, a temperatura e o tamanho da estrela variam muito \u00e0 medida que envelhece. Estas altera\u00e7\u00f5es s\u00e3o impulsionadas pelo tipo de rea\u00e7\u00f5es de fus\u00e3o nuclear que est\u00e3o a ocorrer dentro da estrela na altura.<\/p>\n\n\n\n

Com uma idade de cerca de 4,57 mil milh\u00f5es de anos, o nosso Sol est\u00e1 atualmente na sua confort\u00e1vel meia-idade, fundindo hidrog\u00e9nio em h\u00e9lio e sendo geralmente bastante est\u00e1vel; calmo, at\u00e9. Nem sempre ser\u00e1 esse o caso. \u00c0 medida que o combust\u00edvel hidrog\u00e9nio se esgota no seu n\u00facleo, e que as mudan\u00e7as come\u00e7am no processo de fus\u00e3o, \u00e9 esperado que inche numa estrela gigante vermelha, baixando a sua temperatura de superf\u00edcie no processo. Exatamente como isto acontece depende de quanta massa uma estrela cont\u00e9m e da sua composi\u00e7\u00e3o qu\u00edmica. \u00c9 aqui que entra a DR3.<\/p>\n\n\n\n

Orlagh e colegas vasculharam os dados \u00e0 procura das observa\u00e7\u00f5es estelares mais precisas que a miss\u00e3o podia oferecer. “Quer\u00edamos ter uma amostra realmente pura de estrelas com medi\u00e7\u00f5es de alta precis\u00e3o”, diz Orlagh.<\/p>\n\n\n

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Mais de quatro milh\u00f5es de estrelas, num raio de cinco mil anos-luz do Sol, est\u00e3o tra\u00e7adas neste diagrama usando informa\u00e7\u00e3o sobre o seu brilho, cor e dist\u00e2ncia do segundo lan\u00e7amento de dados do sat\u00e9lite Gaia da ESA. \u00c9 conhecido como diagrama de Hertzsprung-Russell em honra aos astr\u00f3nomos que o conceberam no in\u00edcio do s\u00e9culo XX, e \u00e9 um instrumento fundamental para estudar as popula\u00e7\u00f5es de estrelas e a sua evolu\u00e7\u00e3o.
Este diagrama de Hertzsprung-Russell, obtido por uma sele\u00e7\u00e3o de estrelas no segundo cat\u00e1logo do Gaia, \u00e9 o mais detalhado at\u00e9 \u00e0 data feito por mapeamento de estrelas em todo o c\u00e9u, contendo cerca de cem vezes mais estrelas do que o obtido utilizando dados da miss\u00e3o Hipparcos da ESA, a antecessora do Gaia, nos anos 90. Este novo diagrama cont\u00e9m tanta informa\u00e7\u00e3o altamente precisa que os astr\u00f3nomos foram capazes de identificar detalhes finos que nunca antes tinham sido vistos.
O diagrama de Hertzsprung-Russell pode ser imaginado como um retrato de fam\u00edlia estelar: as estrelas s\u00e3o tra\u00e7adas de acordo com a sua cor (no eixo horizontal) e brilho (no eixo vertical) e s\u00e3o agrupadas em diferentes regi\u00f5es do diagrama, dependendo principalmente das suas massas, composi\u00e7\u00e3o qu\u00edmica, idades e fases do ciclo de vida estelar. A informa\u00e7\u00e3o sobre as dist\u00e2ncias estelares \u00e9 fundamental para calcular o verdadeiro brilho, ou magnitude absoluta, das estrelas.
As estrelas mais brilhantes s\u00e3o mostradas na parte superior do diagrama, enquanto as estrelas mais fracas s\u00e3o mostradas na parte inferior. As estrelas mais azuis, que t\u00eam superf\u00edcies mais quentes, est\u00e3o \u00e0 esquerda, e as estrelas mais vermelhas, com superf\u00edcies mais frias, \u00e0 direita. A escala de cores nesta imagem n\u00e3o representa a cor das estrelas, mas \u00e9 uma representa\u00e7\u00e3o de quantas estrelas est\u00e3o representadas em cada parte do diagrama: o preto representa n\u00fameros mais baixos de estrelas, enquanto que o vermelho, o laranja e o amarelo correspondem a n\u00fameros cada vez mais altos de estrelas.
A grande faixa diagonal que atravessa o centro do gr\u00e1fico \u00e9 conhecida como a sequ\u00eancia principal. \u00c9 aqui que se encontram estrelas de pleno direito que est\u00e3o a gerar energia atrav\u00e9s da fus\u00e3o de hidrog\u00e9nio em h\u00e9lio. As estrelas massivas, que t\u00eam cores mais azuis ou mais brancas, encontram-se na extremidade superior esquerda da sequ\u00eancia principal, enquanto as estrelas de massa interm\u00e9dia 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.
\u00c0 medida que as estrelas envelhecem, incham, tornando-se mais brilhantes e avermelhadas. As estrelas que experimentam isto s\u00e3o vistas no diagrama como o bra\u00e7o vertical que conduz para fora da sequ\u00eancia principal e vira para a direita. Isto \u00e9 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 an\u00e3s brancas – os n\u00facleos quentes de estrelas mortas. Estes encontram-se na parte inferior esquerda do diagrama.
O enorme salto em frente do Hipparcos para o Gaia \u00e9 especialmente vis\u00edvel na regi\u00e3o das an\u00e3s brancas do diagrama. Embora Hipparcos tivesse obtido medi\u00e7\u00f5es de dist\u00e2ncia fi\u00e1veis apenas para um punhado de an\u00e3s brancas, mais de 35.000 desses objetos est\u00e3o inclu\u00eddos neste diagrama com base em dados do Gaia. Isto permite aos astr\u00f3nomos ver a assinatura de diferentes tipos de an\u00e3s brancas, de tal forma que se pode fazer uma diferencia\u00e7\u00e3o entre as que t\u00eam n\u00facleos ricos em hidrog\u00e9nio e as que s\u00e3o dominadas pelo h\u00e9lio.
Cr\u00e9dito: ESA\/Gaia\/DPAC; reconhecimento: DPAC (Data Processing and Analysis Consortium) do Gaia; Carine Babusiaux, IPAG – Universit\u00e9 Grenoble Alpes, GEPI – Observat\u00f3rio de Paris, Fran\u00e7a.<\/figcaption><\/figure>\n<\/div>\n\n\n

Concentraram os seus esfor\u00e7os em estrelas que t\u00eam temperaturas de superf\u00edcie entre 3000K e 10000K, porque estas s\u00e3o as estrelas com a vida mais longa na Gal\u00e1xia e, portanto, podem revelar a hist\u00f3ria da Via L\u00e1ctea. S\u00e3o tamb\u00e9m candidatas promissoras \u00e0 descoberta de exoplanetas, porque s\u00e3o basicamente parecidas ao Sol, que tem uma temperatura \u00e0 superf\u00edcie de 6000K.<\/p>\n\n\n\n

Em seguida, Orlagh e colegas filtraram a amostra para mostrar apenas aquelas estrelas que tinham a mesma massa e composi\u00e7\u00e3o qu\u00edmica que o Sol. Uma vez que permitiram idades diferentes, as estrelas que selecionaram acabaram por tra\u00e7ar uma linha atrav\u00e9s do diagrama de H-R que representa a evolu\u00e7\u00e3o do nosso Sol, desde o seu passado at\u00e9 ao seu futuro. A linha revelou a forma como a nossa estrela ir\u00e1 variar a sua temperatura e luminosidade \u00e0 medida que envelhece.<\/p>\n\n\n\n

A partir deste trabalho, torna-se claro que o nosso Sol atingir\u00e1 uma temperatura m\u00e1xima aproximadamente aos 8 mil milh\u00f5es de anos, e que depois ir\u00e1 arrefecer e aumentar de tamanho, tornando-se numa estrela gigante vermelha por volta dos 10-11 mil milh\u00f5es de anos. O Sol chegar\u00e1 ao fim da sua vida ap\u00f3s esta fase, quando eventualmente se tornar numa t\u00e9nue an\u00e3 branca.<\/p>\n\n\n\n

Encontrar estrelas semelhantes ao Sol \u00e9 essencial para compreender como encaixamos no Universo mais vasto. “Se n\u00e3o compreendermos o nosso pr\u00f3prio Sol – e h\u00e1 muitas coisas que n\u00e3o sabemos sobre ele – como podemos esperar compreender todas as outras estrelas que constituem a nossa maravilhosa Gal\u00e1xia”, comenta Orlagh.<\/p>\n\n\n\n

\u00c9 uma fonte de alguma ironia que o Sol seja a nossa estrela mais pr\u00f3xima e mais estudada, mas a sua proximidade obriga-nos a estud\u00e1-la com telesc\u00f3pios e instrumentos completamente diferentes dos que usamos para olhar para o resto das estrelas. Isto porque o Sol \u00e9 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.<\/p>\n\n\n\n

Para identificar estas “an\u00e1logas solares” nos dados do Gaia, Orlagh e colegas procuraram estrelas com temperaturas, gravidades \u00e0 superf\u00edcie, composi\u00e7\u00f5es, massas e raios que s\u00e3o todos semelhantes ao Sol atual. Encontraram 5863 estrelas que correspondiam aos seus crit\u00e9rios.<\/p>\n\n\n

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A evolu\u00e7\u00e3o de uma estrela parecida com o Sol, tal como derivada da DR3 do Gaia da ESA, no chamado diagrama de Hertzsprung-Russell. O Sol \u00e9 ilustrado na sua idade atual de cerca de 4,6 mil milh\u00f5es de anos, e o caminho evolutivo que seguir\u00e1 dado que a temperatura e luminosidade de uma estrela varia com a idade \u00e0 medida que que queima o seu combust\u00edvel. O nosso Sol atingir\u00e1 uma temperatura m\u00e1xima aproximadamente aos oito mil milh\u00f5es de anos de idade, depois arrefecer\u00e1 e mover-se-\u00e1 ao longo deste diagrama, ao mesmo tempo que aumenta lentamente de tamanho. Torna-se uma gigante vermelha aos 10-11 mil milh\u00f5es de anos e depois aumenta rapidamente de forma significativa em tamanho. O fim da vida do Sol acontece pouco tempo depois, onde acabar\u00e1 por se tornar uma an\u00e3 branca e fria.
Cr\u00e9dito: ESA\/Gaia\/DPAC<\/figcaption><\/figure>\n<\/div>\n\n\n

Agora que o Gaia produziu a lista de alvos, outros podem come\u00e7ar a investig\u00e1-los com seriedade. Algumas das quest\u00f5es a que querem respostas incluem: todas as an\u00e1logas solares t\u00eam sistemas planet\u00e1rios semelhantes ao nosso? Ser\u00e1 que todas as an\u00e1logas solares giram a um ritmo semelhante ao do Sol?<\/p>\n\n\n\n

Com a DR3, a instrumenta\u00e7\u00e3o extremamente precisa do Gaia permitiu que os par\u00e2metros estelares de mais estrelas fossem determinados com mais precis\u00e3o do que nunca. E essa exatid\u00e3o ir\u00e1 ondular para muitos outros estudos. Por exemplo, conhecer estrelas com mais exatid\u00e3o pode ajudar ao estudo das gal\u00e1xias, cuja luz \u00e9 uma amalgama\u00e7\u00e3o de milhares de milh\u00f5es de estrelas individuais.<\/p>\n\n\n\n

“A miss\u00e3o Gaia tocou em todos os ramos da astrof\u00edsica”, diz Orlagh.<\/p>\n\n\n\n

Assim, quase certamente, n\u00e3o ser\u00e1 apenas o passado e o futuro do Sol que este trabalho vai ajudar a iluminar.<\/p>\n\n\n\n

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