Uma estrela nasce da
aglomeração de matéria dispersa pelo espaço. Estrelas de primeira geração são
constituídas de hidrogênio (H) e hélio (He), formados primordialmente. Estrelas
de segunda geração, como nosso Sol, são constituídas de matéria remanescente da
explosão de outras estrelas e possuem outros elementos químicos mais pesados. À
medida que essas matérias vão se acumulando, como uma bola de neve, a
temperatura no interior da protoestrela aumenta gradativamente. Ela se tornará
uma estrela quando a temperatura e a pressão em seu interior forem
suficientemente grandes para desencadear a fusão nuclear. Nesse processo, dois
núcleos atômicos se unem formando um novo, mais pesado. Uma pequena quantidade
de matéria remanescente é convertida em energia na forma de radiação
eletromagnética ou fótons. A fusão nuclear continuará enquanto a temperatura e
a pressão se mantiverem altas o suficiente, formando novos elementos químicos.
O caminho evolutivo de
uma estrela depende diretamente de sua massa. A força da gravidade tende a
contrair a estrela enquanto a pressão, devido à radiação, tende a expandi-la.
Nas estrelas com massa inferior a 8 vezes a massa do Sol, o processo de fusão
nuclear seguirá formando He, carbono (C) e oxigênio (O). A pressão de radiação
superará a ação da gravidade e a estrela se expandirá, sua temperatura e
pressão diminuem cessando o processo de fusão.
Nas estrelas com massa
superior a esse limite, a fusão nuclear prossegue formando neônio (Ne),
magnésio (Mg) e ferro (Fe). A estrutura nuclear do Fe apresenta um obstáculo
para a fusão nuclear, mas a temperatura da estrela continuará aumentando e ela
explodirá em uma estrela nova, ou supernova. A imensa quantidade de energia
criada durante a explosão tornará possível a formação de outros elementos além
do Fe. Depois da explosão, a evolução segue e a estrela poderá tornar-se uma
estrela de nêutron ou mesmo um buraco negro.
A análise da composição química das
estrelas é feita através da Espectroscopia. A distribuição dos elétrons em cada
elemento químico é única. Quando um elétron faz a transição entre “camadas” no
átomo, emitirá ou absorverá um determinado fóton. O conjunto dos fótons
emitidos por um determinado elemento químico, em suas várias transições
eletrônicas possíveis, é chamado Espectro de emissão. E o conjunto dos fótons
absorvidos de um contínuo é o Espectro de absorção. Assim, observando o
espectro de emissão de uma estrela é possível identificar exatamente sua
composição.
A cor da estrela depende
diretamente da sua temperatura. Para determinar a temperatura de uma estrela,
analisamos seu espectro que é obtido quando um feixe de luz passa por uma fenda
e atravessa um prisma de vidro.
O espectro das estrelas
geralmente apresenta-se como uma faixa luminosa contínua, contendo todas as
cores do arco-íris interrompidas por raias escuras. Essas raias revelam a
composição química das camadas superficiais do astro.
Cada
elemento químico tem a propriedade de mostrar raias no espectro em comprimentos
de onda característicos. A
composição de uma estrela pode ser determinada a partir da análise do espectro
de uma estrela. Isso é feito, comparando o espectro da estrela ao espectro de
elementos químicos.
Cada
linha escura no espectro de uma estrela está associada à presença de um
elemento químico na atmosfera da estrela. Isso nos leva a pensar que as estrelas
com linhas espectrais diferentes têm composição química diferente. No entanto,
atualmente se sabe que a composição química das estrelas em geral é
praticamente a mesma: aproximadamente 90% hidrogênio e aproximadamente 10%
hélio; todos os outros elementos juntos contribuem entre 1% e 2% da composição
e são chamados de metais.
Portanto, o hidrogênio é de longe o elemento químico mais abundante nas
estrelas, e ainda assim as linhas do hidrogênio, embora fortes em algumas
estrelas, são fracas em outras. As linhas de Balmer (é
a designação de um de seis diferentes tipos de séries descrevendo as emissões
do átomo de hidrogênio na linha espectral.) ficam
fracas em estrelas muito quentes ou muito frias, apesar de o hidrogênio existir
abundantemente em todas.
O Sol é uma estrela devido à grande
quantidade de massa que tem, de aproximadamente 334.672 vezes a massa da Terra
e é constituído principalmente de hidrogênio e hélio (Composição Química: Hidrogênio,
Hélio, Nitrogênio, Carbono, neon, Ferro, Silício, Magnésio e enxofre).
Em astronomia e cosmologia
física, a metalicidade (também chamada Z) de um objeto é a proporção da sua matéria
constituída de elementos químicos diferentes do hidrogênio e hélio.
Como as estrelas, que se constituem na maior parte da matéria visível do universo,
são compostas principalmente de hidrogênio e hélio, os astrônomos usam por
conveniência o termo genérico "metal" para descrever todos os outros
elementos coletivamente. Assim, uma nebulosa rica
em carbono, nitrogênio, oxigênio e neônio seria
"rica em metais" em termos astrofísicos, embora esses elementos sejam
não-metais na química. Este termo não deve ser confundido com a definição usual
de "metal"; ligações
metálicas são
impossíveis no interior de estrelas, e as ligações químicas mais fortes só são
possíveis nas camadas externas de estrelas frias tipos
K e M. A química normal, portanto, tem pequena ou nenhuma relevância no
interior estelar.
A metalicidade de um objeto astronômico pode fornecer uma indicação da
sua idade.
Na Via
Láctea, a metalicidade é maior no centro galáctico e
decresce à medida que se caminha para fora. O gradiente de metalicidade é
atribuído à densidade de estrelas no centro da galáxia; há mais estrelas no
centro e por isso, ao longo do tempo, mais metais retornaram ao meio
interestelar e se incorporaram a novas estrelas. Por um mecanismo similar,
galáxias maiores tendem a ter maior metalicidade do que as menores.
A metalicidade do Sol é de
aproximadamente 1,8% em massa. Para outras estrelas, a metalicidade é
frequentemente expressada como "[Fe/H]", que representa o logaritmo da
razão entre a abundância de ferro da estrela e a do Sol (o ferro não é o
elemento pesado mais abundante, mas é um dos mais fáceis de medir com dados
espectrais no espectro visível). A fórmula para o logaritmo é a seguinte:
Por esta fórmula, estrelas
com metalicidade superior à do Sol têm um valor logarítmico positivo, enquanto
aquelas com metalicidade menor que a do Sol tem um valor negativo. O logaritmo
é usado em potências de dez: estrelas com um valor de +1 têm dez vezes a
metalicidade do Sol (101);
da mesma forma, aquelas com valor de -1 tem um décimo (10-1), as com valor de -2 têm um centésimo (10-2) e assim por diante.
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