Luz de Outro Tempo
Quando olhas para a galáxia de Andrómeda numa noite limpa — uma mancha pálida a olho nu no céu de outono — estás a ver luz que partiu há 2,5 milhões de anos. Nessa época, os humanos anatómicos nem existiam. Os nossos antepassados eram Homo habilis, usavam ferramentas de pedra lascada e viviam em África.
O universo é tão vasto que a astronomia é, inevitavelmente, uma viagem no tempo. Cada fotão que chega ao teu olho carrega informação sobre o passado — alguns fotões chegam de épocas anteriores à existência da Terra, do Sol, até de épocas em que o universo mal tinha algumas centenas de milhões de anos.
A astrofísica é a ciência que usa a física para entender estes fotões — e, através deles, o cosmos.
O Espectro Eletromagnético
A luz visível é apenas uma pequena fração do espectro eletromagnético. Toda a radiação eletromagnética se propaga à velocidade da luz , e a relação entre comprimento de onda , frequência e velocidade é:
O espectro, por ordem crescente de frequência (e energia) e decrescente de comprimento de onda:
| Tipo | Comprimento de onda | |---|---| | Rádio | mais de 1 mm | | Micro-ondas | 1 mm – 1 m | | Infravermelho | 700 nm – 1 mm | | Visível | 400 – 700 nm | | Ultravioleta | 10 – 400 nm | | Raios X | 0,01 – 10 nm | | Raios gama | menos de 0,01 nm |
Os telescópios modernos observam em todas estas bandas. O James Webb Space Telescope (JWST) opera no infravermelho, o que lhe permite ver através de nuvens de gás e pó e observar galáxias extremamente distantes (e, portanto, antigas).
Espectroscopia Estelar e Temperatura
As estrelas emitem radiação como corpos negros aproximados. A lei de Wien relaciona a temperatura de uma estrela com o comprimento de onda de emissão máxima:
O Sol tem temperatura superficial de cerca de 5778 K, pelo que emite sobretudo no verde-amarelo — o pico de sensibilidade do olho humano. Uma estrela azul tem temperatura muito superior; uma estrela vermelha, temperatura inferior.
A luminosidade total de uma estrela (energia emitida por segundo) é dada pela lei de Stefan-Boltzmann:
onde é a constante de Stefan-Boltzmann e é o raio da estrela.
As linhas escuras no espectro estelar (linhas de absorção de Fraunhofer) revelam a composição química da atmosfera da estrela. Cada elemento químico absorve (e emite) comprimentos de onda específicos — uma impressão digital única. Foi assim que o hélio foi descoberto no Sol em 1868, 27 anos antes de ser identificado na Terra.
Diagrama de Hertzsprung-Russell
O diagrama H-R (Hertzsprung-Russell) é o mapa da vida das estrelas. Traça a luminosidade versus a temperatura (ou cor) de estrelas, e revela padrões notáveis:
- Sequência Principal: A maioria das estrelas, incluindo o Sol, ocupa uma faixa diagonal — fusão de hidrogénio em hélio no núcleo.
- Gigantes Vermelhas: Estrelas que esgotaram o hidrogénio central e expandiram — grandes, frias e vermelhas.
- Supergigantes: Estrelas extremamente massivas, muito luminosas.
- Anãs Brancas: Restos de estrelas de baixa-média massa, pequenas e quentes.
A posição de uma estrela no diagrama revela a sua fase evolutiva. O Sol passará para gigante vermelha daqui a cerca de 5 mil milhões de anos.
Ciclo de Vida das Estrelas
Formação
As estrelas formam-se em nebulosas — nuvens de gás (sobretudo hidrogénio) e poeira. A gravidade colapsa a nuvem; ao comprimir-se, o gás aquece. Se a temperatura central atingir cerca de 10 milhões de K, inicia-se a fusão nuclear do hidrogénio.
Sequência Principal
Na sequência principal, as estrelas estão em equilíbrio hidrostático: a pressão da radiação (e do gás quente) equilibra a gravidade. O Sol está nesta fase há cerca de 4,6 mil milhões de anos e permanecerá mais 5 mil milhões.
Reação nuclear principal nas estrelas (cadeia próton-próton):
A diferença de massa converte-se em energia segundo . O Sol converte cerca de 4 milhões de toneladas de massa em energia por segundo.
Fim de Vida — Dependendo da Massa
Estrelas de baixa-média massa (como o Sol):
- Esgota o hidrogénio no núcleo → expande para Gigante Vermelha
- O núcleo contrai e o envelope exterior é ejetado → nebulosa planetária
- Resta o núcleo quente: anã branca (sobretudo carbono e oxigénio)
Estrelas muito massivas (mais de 8 massas solares):
- Fusão progride até ao ferro (Fe-56 — não liberta energia por fusão)
- Colapso gravitacional súbito → supernova (explosão visível a distâncias de galáxia)
- Resta: estrela de neutrões (se a massa for inferior a ~3 massas solares) ou buraco negro
Todos os elementos mais pesados do que o lítio foram criados em reações nucleares no interior de estrelas e dispersos por supernovas. O carbono, o oxigénio, o ferro no teu sangue — todos foram forjados em estrelas que morreram antes do Sol nascer. Somos literalmente feitos de poeira estelar.
Buracos Negros
Um buraco negro forma-se quando uma quantidade suficiente de massa é comprimida numa região suficientemente pequena — inferior ao raio de Schwarzschild:
Para o Sol, . Para a Terra, seria menos de 9 mm. Para o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea (Sgr A*, com ~4 milhões de massas solares), o raio de Schwarzschild é de cerca de 12 milhões de km — menor do que a órbita de Mercúrio.
No raio de Schwarzschild fica o horizonte de eventos — a fronteira a partir da qual nem a luz consegue escapar. Um observador externo nunca vê matéria atravessar o horizonte (o tempo dilata para infinito no horizonte); um observador que caia para dentro passa o horizonte sem notar nada de especial — mas não pode transmitir informação para o exterior.
Em 2019, o Event Horizon Telescope obteve a primeira imagem de um buraco negro (M87*, a 55 milhões de anos-luz). Em 2022, foi publicada a imagem de Sgr A*.
Galáxias e a Expansão do Universo
As galáxias são sistemas de centenas de milhares de milhões de estrelas, ligadas pela gravidade. A Via Láctea tem cerca de 200–400 mil milhões de estrelas e um diâmetro de aproximadamente 100 000 anos-luz.
Em 1929, Edwin Hubble descobriu que as galáxias distantes se afastam de nós, e que a velocidade de recessão é proporcional à distância — lei de Hubble:
onde é a constante de Hubble. Esta relação indica que o universo está em expansão — e, retrospetivamente, que teve uma origem num único ponto: o Big Bang.
O afastamento das galáxias manifesta-se num desvio para o vermelho (redshift) das suas linhas espectrais — o efeito Doppler aplicado à luz. Galáxias mais distantes têm maior redshift. O maior redshift já detetado é de objetos a mais de 13 mil milhões de anos-luz — vemos o universo quando tinha apenas algumas centenas de milhões de anos.
O Big Bang e a Radiação Cósmica de Fundo
O universo teve início num estado de temperatura e densidade extremamente elevadas há aproximadamente 13,8 mil milhões de anos. Nos primeiros segundos, formaram-se protões e neutrões; nos primeiros três minutos, hélio e alguns outros núcleos leves (nucleossíntese primordial).
Após cerca de 380 000 anos, o universo arrefeceu o suficiente para os eletrões se combinarem com os núcleos — o universo tornou-se transparente. A radiação liberada nesse instante ainda é detetável hoje como a Radiação Cósmica de Fundo (CMB — Cosmic Microwave Background), com temperatura de aproximadamente 2,725 K.
A CMB foi descoberta acidentalmente por Penzias e Wilson em 1964 — um "ruído" de micro-ondas que vinha igualmente de todas as direções do céu. É a prova mais direta do Big Bang.
O James Webb Space Telescope (JWST)
Lançado em dezembro de 2021, o JWST opera no infravermelho e é o maior telescópio espacial alguma vez construído. Já detetou galáxias a mais de 13,5 mil milhões de anos-luz, estrelas individuais em galáxias distantes e atmosferas de exoplanetas com sinais promissores.