Como as estrelas são nomeadas? E o que acontece quando elas morrem? Esses fatos estelares explicam a ciência do céu noturno.

Um grupo de estrelas é chamado de aglomerado globular. Este aglomerado globular NGC 6380 está localizado a aproximadamente 35.000 anos-luz da Terra. Crédito da imagem: ESA/Hubble & NASA, E. Noyola

As estrelas são esferas gigantes e luminosas de plasma. Existem bilhões delas, incluindo o nosso próprio sol, na Via Láctea. E existem bilhões de galáxias no universo. Até agora, aprendemos que centenas de estrelas também têm planetas que as orbitam.

COMO AS ESTRELAS SÃO FORMADAS?

Esta imagem do Telescópio Espacial Hubble mostra bolsões de formação estelar. O brilho é criado pelo gás hidrogênio reagindo com a luz de estrelas próximas. Crédito da imagem: ESA/Hubble, NASA, L. Ho

Uma estrela se desenvolve a partir de uma nuvem gigante, em rotação lenta, composta inteiramente ou quase inteiramente de hidrogênio e hélio. Devido à sua própria atração gravitacional, a nuvem começa a entrar em colapso e, à medida que encolhe, gira cada vez mais rápido, com as partes externas se tornando um disco, enquanto as partes mais internas se tornam um aglomerado aproximadamente esférico. 

Segundo a NASA, esse material em colapso fica mais quente e mais denso, formando uma protoestrela em forma de bola. Quando o calor na protoestrela atinge cerca de 1 milhão de graus Celsius (1,8 milhão de graus Fahrenheit), os núcleos atômicos que normalmente se repelem começam a se fundir e a estrela se inflama. A fusão nuclear converte uma pequena quantidade da massa desses átomos em quantidades extraordinárias de energia, por exemplo, 1 grama de massa convertida inteiramente em energia seria igual a uma explosão de aproximadamente 22.000 toneladas de TNT.

EVOLUÇÃO ESTELAR

Os ciclos de vida das estrelas seguem padrões baseados principalmente em sua massa inicial. Estes padrões incluem estrelas de massa intermediária, como o sol, com metade a oito vezes a massa do sol, estrelas de alta massa com mais de oito massas solares e estrelas de baixa massa com um décimo a metade da massa solar. Quanto maior a massa de uma estrela, menor é a sua vida útil, de acordo com a NASA. Objetos menores que um décimo da massa solar não têm força gravitacional suficiente para iniciar a fusão nuclear, alguns podem se tornar estrelas fracassadas conhecidas como anãs marrons.

Uma estrela de massa intermediária começa com uma nuvem que leva cerca de 100.000 anos para se transformar em uma protoestrela com uma temperatura de superfície de cerca de 3.725 graus C. Após o início da fusão do hidrogênio, o resultado é uma estrela T-Tauri, uma estrela variável que flutua em brilho. Esta estrela continua em colapso por cerca de 10 milhões de anos até que sua expansão devido à energia gerada pela fusão nuclear seja equilibrada por sua contração da gravidade, após o que se torna uma estrela da sequência principal que obtém toda a sua energia da fusão de hidrogênio em seu núcleo.

Ciclo de vida da estrela: No topo deste ciclo ocorre uma supernova, liberando detritos. O remanescente de supernova se junta ao meio interestelar para formar novas estrelas. Crédito da imagem: Getty Images

Quanto maior a massa da estrela, mais rapidamente ela usará seu combustível de hidrogênio e mais curto permanecerá na sequência principal. Depois que todo o hidrogênio no núcleo é fundido em hélio, a estrela sofre altera rapidamente, sem radiação nuclear para resistir, a gravidade imediatamente esmaga a matéria no núcleo da estrela, aquecendo rapidamente a estrela. Isso faz com que as camadas externas da estrela se expandam enormemente e esfriem e brilhem em vermelho ao fazê-lo, tornando a estrela uma gigante vermelha.

O hélio começa a se fundir no núcleo e, uma vez que o hélio se vai, o núcleo se contrai e fica mais quente, expandindo mais uma vez a estrela, mas tornando-a mais azul e brilhante do que antes, soprando suas camadas externas. Depois que as conchas de gás em expansão desaparecem, o núcleo restante é deixado, então, surge uma anã branca que consiste principalmente de carbono e oxigênio com uma temperatura inicial de aproximadamente 100.000 graus C (180.000 graus F). Como as anãs brancas não têm combustível para a fusão, elas ficam cada vez mais frias ao longo de bilhões de anos para se tornarem anãs negras muito fracas para serem detectadas. Nosso sol deve deixar a sequência principal em cerca de 5 bilhões de anos.

Uma estrela de alta massa se forma e morre rapidamente. Essas estrelas se formam a partir de protoestrelas em apenas 10.000 a 100.000 anos. Enquanto na sequência principal, elas são quentes e azuis, cerca de 1.000 a 1 milhão de vezes mais luminosas que o sol e são aproximadamente 10 vezes mais extensas. Quando elas saem da sequência principal, elas se tornam uma supergigante vermelha brilhante e, eventualmente, tornam-se quentes o suficiente para fundir carbono em elementos mais pesados. Após cerca de 10.000 anos de fusão, o resultado é um núcleo de ferro com cerca de 6.000 km de largura e, como qualquer fusão a mais consumiria energia em vez de liberá-la, a estrela está condenada, pois sua radiação nuclear não pode mais resistir à força da gravidade.

Astrônomos estudam remanescentes de supernovas para aprender sobre a morte de uma estrela. Crédito da imagem: NASA/CXC/SAO

Quando uma estrela atinge uma massa de mais de 1,4 massas solares, a pressão dos elétrons não pode suportar o núcleo contra um colapso adicional, de acordo com a NASA. O resultado é uma supernova. A gravidade faz com que o núcleo entre em colapso, fazendo com que a temperatura do núcleo suba para quase 10 bilhões de graus C (18 bilhões de graus F), quebrando o ferro em nêutrons e neutrinos. Em cerca de um segundo, o núcleo encolhe para cerca de 10 km de largura e ricocheteia como uma bola de borracha que foi espremida, enviando uma onda de choque através da estrela que causa a fusão nas camadas periféricas. A estrela então explode na chamada supernova Tipo II. Se o núcleo estelar restante tiver menos de três massas solares, ela se tornará uma estrela de nêutrons composta quase inteiramente de nêutrons, e estrelas de nêutrons rotativas que emitem pulsos de rádio detectáveis são conhecidas como pulsares. Se o núcleo estelar for maior do que cerca de três massas solares, nenhuma força conhecida poderá sustentá-lo contra sua própria atração gravitacional, colapsando-se para formar um buraco negro.

Uma estrela de baixa massa usa combustível de hidrogênio tão lentamente que pode brilhar como estrelas da sequência principal por 100 bilhões a 1 trilhão de anos, já que o universo tem apenas cerca de 13,7 bilhões de anos, de acordo com a NASA, isso significa que nenhuma estrela de baixa massa já morreu. Ainda assim, os astrônomos calculam que essas estrelas, conhecidas como anãs vermelhas, nunca fundirão nada além de hidrogênio, o que significa que nunca se tornarão gigantes vermelhas. Em vez disso, elas devem eventualmente esfriar para se tornarem anãs brancas e depois anãs negras.

HISTÓRIA DAS OBSERVAÇÕES DE ESTRELAS

Desde o início da civilização registrada, as estrelas desempenharam um papel fundamental na religião e se mostraram vitais para a navegação, de acordo com a União Astronômica Internacional. A astronomia, o estudo dos céus, pode ser a mais antiga das ciências. A invenção do telescópio e a descoberta das leis do movimento e da gravidade no século XVII levaram à percepção de que as estrelas eram exatamente como o sol, todas obedecendo às mesmas leis da física. No século 19, a fotografia e a espectroscopia, o estudo dos comprimentos de onda da luz que os objetos emitem, tornaram possível investigar as composições e os movimentos das estrelas de longe, levando ao desenvolvimento da astrofísica. 

Em 1937, o primeiro radiotelescópio foi construído, permitindo que os astrônomos detectassem a radiação invisível das estrelas. O primeiro telescópio de raios gama foi lançado em 1961, pioneiro no estudo de explosões estelares (supernovas). Também na década de 1960, os astrônomos iniciaram observações infravermelhas usando telescópios de balão, reunindo informações sobre estrelas e outros objetos com base em suas emissões de calor; o primeiro telescópio infravermelho (o Satélite Astronômico Infravermelho) foi lançado em 1983.

As ondas de rádio dos radiotelescópios podem passar pelas nuvens para observar as estrelas. Crédito da imagem: Getty Images

As emissões de microondas foram estudadas pela primeira vez do espaço em 1992, com o satélite Cosmic Microwave Background Explorer (COBE) da NASA. (Emissões de micro-ondas são geralmente usadas para sondar as origens do universo jovem, mas ocasionalmente são usadas para estudar estrelas). Em 1990, o primeiro telescópio óptico baseado no espaço, o Telescópio Espacial Hubble, foi lançado, fornecendo a mais profunda e detalhadoa visão clara do universo.

Houve, é claro, observatórios mais avançados (em todos os comprimentos de onda) ao longo dos anos, e outros ainda mais poderosos estão planejados. Alguns exemplos são o Extremely Large Telescope (ELT), que está planejado para iniciar observações em 2024 em comprimentos de onda infravermelhos e ópticos. Além disso, o Telescópio Espacial James Webb da NASA, anunciado como sucessor do Hubble, será lançado em 2018 para sondar estrelas em comprimentos de onda infravermelhos.

COMO AS ESTRELAS SÃO NOMEADAS?

As culturas antigas viam padrões nos céus que se assemelhavam a pessoas, animais ou objetos comuns, constelações que passaram a representar figuras de mitos, como Órion, o Caçador, um herói da mitologia grega. 

Os astrônomos agora costumam usar constelações na nomeação de estrelas. A União Astronômica Internacional, a autoridade mundial para atribuir nomes a objetos celestes, reconhece oficialmente 88 constelações. Normalmente, a estrela mais brilhante de uma constelação tem "alpha", a primeira letra do alfabeto grego, como parte de seu nome científico. A segunda estrela mais brilhante em uma constelação é normalmente designada "beta", a terceira "gamma" mais brilhante e assim por diante até que todas as letras gregas sejam usadas, após o que se seguem as designações numéricas.

A constelação de Órion recebeu o nome de um caçador na mitologia grega. Seu padrão foi comparado a uma pessoa segurando um arco e flecha. Crédito da imagem: Getty Images

Várias estrelas possuem nomes desde a antiguidade, Betelgeuse, por exemplo, significa "a mão (ou axila) do gigante" em árabe. É a estrela mais brilhante de Orion, e seu nome científico é Alpha Orionis. Além disso, diferentes astrônomos ao longo dos anos compilaram catálogos de estrelas que usam sistemas de numeração exclusivos. O Catálogo Henry Draper, em homenagem a um pioneiro em astrofotografia, fornece classificação espectral e posições aproximadas para 272.150 estrelas e tem sido amplamente utilizado pela comunidade astronômica por mais de meio século. O catálogo designa Betelgeuse como HD 39801.

Como existem tantas estrelas no universo, a União Astronômica Internacional (IAU) usa um sistema diferente para estrelas recém-descobertas. A maioria consiste em uma abreviação que representa o tipo de estrela ou um catálogo que lista informações sobre a estrela, seguida por um grupo de símbolos. Por exemplo, PSR J1302-6350 é um pulsar, portanto, o PSR. O J revela que um sistema de coordenadas conhecido como J2000 está sendo usado, enquanto o 1302 e 6350 são coordenadas semelhantes aos códigos de latitude e longitude usados na Terra.

Nos últimos anos, a IAU formalizou vários nomes para estrelas em meio a pedidos da comunidade astronômica para incluir o público em seu processo de nomeação. A IAU formalizou 14 nomes de estrelas no concurso "Name ExoWorlds" de 2015, aceitando sugestões de clubes de ciência e astronomia ao redor do mundo.

Então, em 2016, a IAU aprovou 227 nomes de estrelas, principalmente levando em conta a antiguidade ao tomar sua decisão. O objetivo era reduzir as variações nos nomes das estrelas e também na ortografia ("Formalhaut", por exemplo, teve 30 variações registradas) No entanto, o nome de longa data "Alpha Centauri", referindo-se a um famoso sistema estelar com planetas a apenas quatro anos-luz da Terra, foi substituído por Rigel Kentaurus.

ESTRELAS BINÁRIAS E OUTRAS MÚLTIPLAS

Esta imagem mostra a região em torno da NGC 1399 e NGC 1404. Crédito da imagem: NASA/Observatório de raios-X Chandra

Embora nosso sistema solar tenha apenas uma estrela, a maioria das estrelas como o nosso sol não são solitárias, mas são binárias, onde duas estrelas ou várias estrelas orbitam uma à outra. Na verdade, apenas um terço das estrelas como o nosso sol são únicas, enquanto dois terços são múltiplas, por exemplo, a vizinha mais próxima do nosso sistema solar, Proxima Centauri, faz parte de vários sistemas que também incluem Alpha Centauri A e Alpha Centauri B. Ainda assim, estrelas de classe G como o nosso sol representam apenas cerca de 7% de todas as estrelas que conhecemos, quando se trata de sistemas em geral, cerca de 30% em nossa galáxia são múltiplos, enquanto o restante é único, de acordo com Charles J. Lada do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica.

Estrelas binárias se desenvolvem quando duas protoestrelas se formam próximas uma da outra. Um membro desse par pode influenciar seu companheiro se estiverem próximos o suficiente, removendo a matéria em um processo chamado transferência de massa. Se um dos membros for uma estrela gigante que deixa para trás uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, um binário de raios-X pode se formar, onde a matéria extraída do companheiro do remanescente estelar pode ficar extremamente quente, mais de 555.500 C (1 milhão de F) e emitem raios X. 

Se um binário inclui uma anã branca, o gás puxado de uma companheira para a superfície da anã branca pode se fundir violentamente em um flash chamado nova. Às vezes, gás suficiente se acumula para a anã entrar em colapso, levando seu carbono a se fundir quase instantaneamente e a anã explode em uma supernova Tipo I, que pode ofuscar uma galáxia por alguns meses.

PRINCIPAIS CARACTERÍSTICAS DAS ESTRELAS

Brilho

Os astrônomos descrevem o brilho das estrelas em termos de magnitude e luminosidade.

A magnitude de uma estrela é baseada em uma escala de mais de 2.000 anos, criada pelo astrônomo grego Hiparco por volta de 125 aC, de acordo com o Ask and Astrophysicist da NASA. Ele numerava grupos de estrelas com base em seu brilho visto da Terra; as estrelas mais brilhantes eram chamadas de estrelas de primeira magnitude, as próximas mais brilhantes eram de segunda magnitude e assim por diante até a sexta magnitude, as mais fracas visíveis. 

Hoje em dia os astrônomos se referem ao brilho de uma estrela visto da Terra como sua magnitude aparente, mas como a distância entre a Terra e a estrela pode afetar a luz que se vê dela, eles agora também descrevem o brilho real de uma estrela usando o termo magnitude absoluta, que é definido por qual seria sua magnitude aparente se estivesse a 10 parsecs ou 32,6 anos-luz da Terra. A escala de magnitude agora vai para mais de seis e menos de um, até mesmo descendo para números negativos; a estrela mais brilhante no céu noturno é Sirius, com uma magnitude aparente de -1,46.

Sirus, a estrela mais brilhante do céu noturno, é uma estrela binária composta por Sirius B, uma anã branca massiva e Sirius A, uma estrela da sequência principal do tipo A. Crédito da imagem: Getty

A luminosidade é o poder de uma estrela; a taxa na qual ela emite energia. Embora a potência seja geralmente medida em watts, por exemplo, a luminosidade do sol é de 400 trilhões de trilhões de watts; a luminosidade de uma estrela é geralmente medida em termos da luminosidade do sol. Por exemplo, Alpha Centauri A é cerca de 1,3 vezes mais luminosa que o sol. Para descobrir a luminosidade a partir da magnitude absoluta, deve-se calcular que uma diferença de cinco na escala de magnitude absoluta é equivalente a um fator de 100 na escala de luminosidade, por exemplo, uma estrela com magnitude absoluta de 1 é 100 vezes mais luminosa que uma estrela com uma magnitude absoluta de 6.

O brilho de uma estrela depende da temperatura e tamanho de sua superfície.

Cor

As estrelas vêm em uma variedade de cores, de avermelhadas a amareladas e azuis. A cor de uma estrela depende da temperatura da superfície.

Uma estrela pode parecer ter uma única cor, mas na verdade emite um amplo espectro de cores, incluindo potencialmente tudo, desde ondas de rádio e raios infravermelhos até raios ultravioleta e raios gama. Diferentes elementos ou compostos absorvem e emitem diferentes cores ou comprimentos de onda de luz e, estudando o espectro de uma estrela, pode-se conjeturar qual pode ser sua composição.

Temperatura da superfície

Os astrônomos medem as temperaturas das estrelas em uma unidade conhecida como kelvin, com uma temperatura de zero K ("zero absoluto") igual a menos 273,15 graus C, ou menos 459,67 graus F. Uma estrela vermelha escura tem uma temperatura de superfície de cerca de 2.500 K (2.225 C e 4.040 F); uma estrela vermelha brilhante, cerca de 3.500 K (3.225 C e 5.840 F); o sol e outras estrelas amarelas, cerca de 5.500 K (5.225 C e 9.440 F); uma estrela azul, cerca de 10.000 K (9.725 C e 17.540 F) a 50.000 K (49.725 C e 89.540 F).

A temperatura do sol é de cerca de 10.000 graus F (5.500 graus C) na superfície. Crédito da imagem: Getty Images

A temperatura da superfície de uma estrela depende em parte de sua massa que afeta seu brilho e cor. Especificamente, a luminosidade de uma estrela é proporcional à temperatura à quarta potência. Por exemplo, se duas estrelas são do mesmo tamanho, mas uma é duas vezes mais quente que a outra em kelvin, a primeira seria 16 vezes mais luminosa que a segunda.

Tamanho

Os astrônomos geralmente medem o tamanho das estrelas em termos do raio do nosso sol. Por exemplo, Alpha Centauri A tem um raio de 1,05 raios solares (o plural de raio). As estrelas variam em tamanho desde estrelas de nêutrons, que podem ter apenas 20 quilômetros de largura, até supergigantes com aproximadamente 1.000 vezes o diâmetro do sol.

O tamanho de uma estrela afeta seu brilho. Especificamente, a luminosidade é proporcional ao quadrado do raio. Por exemplo, se duas estrelas tivessem a mesma temperatura, se uma estrela fosse duas vezes maior que a outra, a primeira seria quatro vezes mais brilhante que a segunda.

Massa

Os astrônomos representam a massa de uma estrela em termos da massa solar, a massa do nosso sol. Por exemplo, Alpha Centauri A tem 1,08 massas solares.

Estrelas com massas semelhantes podem não ser semelhantes em tamanho porque têm densidades diferentes. Por exemplo, Sirius B tem aproximadamente a mesma massa que o Sol, mas é 90.000 vezes mais densa e, portanto, tem apenas um quinquagésimo de seu diâmetro.

A massa de uma estrela afeta a temperatura da superfície.

Esta visão de campo amplo do céu ao redor do sistema estelar brilhante Alpha Centauri foi criada a partir de imagens fotográficas que fazem parte do Digitized Sky Survey 2. Crédito da imagem: ESO/Digitized Sky Survey 2 Reconhecimento: Davide De Martin

Campo magnético

As estrelas são bolas giratórias de gás turvo e eletricamente carregadas e, portanto, normalmente geram campos magnéticos. Quando se trata do sol, os pesquisadores descobriram que seu campo magnético pode se tornar altamente concentrado em pequenas áreas, criando características que variam de manchas solares a erupções espetaculares conhecidas como explosões e ejeções de massa coronal. Uma pesquisa no Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics descobriu que o campo magnético estelar médio aumenta com a taxa de rotação da estrela e diminui à medida que a estrela envelhece.

Metalicidade

A metalicidade de uma estrela mede a quantidade de "metais" que ela possui, ou seja, qualquer elemento mais pesado que o hélio.

Três gerações de estrelas podem existir com base na metalicidade. Os astrônomos ainda não descobriram nada do que deveria ser a geração mais antiga, as estrelas da População III nascidas em um universo sem "metais". Quando essas estrelas morreram, elas liberaram elementos pesados no cosmos, dos quais as estrelas da População II incorporaram quantidades relativamente pequenas. Quando várias delas morreram, elas liberaram mais elementos pesados, e as estrelas mais jovens da População I, como o nosso sol, contêm as maiores quantidades de elementos pesados.

CLASSIFICAÇÃO POR ESTRELAS

As estrelas são normalmente classificadas por seu espectro no que é conhecido como sistema Morgan-Keenan ou MK, de acordo com o Observatório Europeu do Sul. Existem oito classes espectrais, cada uma análoga a uma faixa de temperaturas de superfície, do mais quente ao mais frio, são O, B, A, F, G, K, M e L. Cada classe espectral também consiste em 10 tipos espectrais, variando do numeral 0 para o mais quente ao numeral 9 para o mais frio.

As estrelas também são classificadas por sua luminosidade no sistema Morgan-Keenan. As classes de estrelas maiores e mais brilhantes têm os números mais baixos, dados em algarismos romanos; Ia é uma supergigante brilhante; Ib, uma supergigante; II, um gigante brilhante; III, um gigante; IV, uma subgigante; e V, uma sequência principal ou anã.

Uma designação MK completa inclui tanto o tipo espectral quanto a classe de luminosidade, por exemplo, o sol é um G2V. 

ESTRUTURA ESTELAR

Uma ilustração da estrutura e zonas do sol. Crédito da imagem: ESA&NASA/SOHO

A estrutura de uma estrela muitas vezes pode ser imaginada como uma série de conchas finas aninhadas, um pouco como uma cebola.

Uma estrela durante a maior parte de sua vida é uma estrela de sequência principal, que consiste em um núcleo, zonas radiativas e convectivas, uma fotosfera, uma cromosfera e uma coroa. O núcleo é onde ocorre toda a fusão nuclear para alimentar uma estrela. 

Na zona radiativa, a energia dessas reações é transportada para fora por radiação, como o calor de uma lâmpada, enquanto na zona convectiva, a energia é transportada pelos gases quentes turbulentos, como o ar quente de um secador de cabelo. Estrelas massivas que são várias vezes a massa do Sol são convectivas em seus núcleos e radiativas em suas camadas externas, enquanto estrelas comparáveis ao Sol ou menos em massa são radiativas em seus núcleos e convectivas em suas camadas externas. Estrelas de massa intermediária do tipo espectral A podem ser radiativas por toda parte.

Depois dessas zonas vem a parte da estrela que irradia luz visível, a fotosfera, que é muitas vezes referida como a superfície da estrela. Depois disso está a cromosfera, uma camada que parece avermelhada por causa de todo o hidrogênio encontrado lá. Finalmente, a parte mais externa da atmosfera de uma estrela é a coroa, no qual sua alta temperatura pode estar ligada à convecção nas camadas externas.

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RECURSOS ADICIONAIS

• Para explorar as estrelas do nosso universo por si mesmo, você pode usar a ferramenta Skymap da NASA. 
• Para ver imagens de estrelas registradas pelo Telescópio Espacial Hubble, navegue no arquivo de imagens da Agência Espacial Europeia (ESA).

BIBLIOGRAFIA

• Salaris, M., & Cassisi, S. (2005). "Evolução de estrelas e populações estelares". John Wiley & Filhos. https://books.google.co.uk
• "Classificação Espectral". Revisão Anual de Astronomia e Astrofísica (1973). https://www.annualreviews.org/doi/abs/10.1146/annurev.aa.11.090173.000333?journalCode=astro
• "O ciclo de formação de gás-estrela em galáxias de formação de estrelas próximas. I. Avaliação de variações multi-escala". The Astrophysical Journal (2019). https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ab50c2/meta

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Referência:

CHOI, Charles Q; HARVEY, Ailsa. Stars: Facts about stellar formation, history and classification. Space, Nova York, 21, abr. 2022. Disponível em: <https://www.space.com/57-stars-formation-classification-and-constellations.html>. Acesso em: 21, abr. 2022.

Marcello Franciolle F T I P E
Founder - Gaia Ciência

Marcello é fundador da Gaia Ciência, que é um periódico científico que foi pensado para ser uma ferramenta para entender o universo e o mundo em que vivemos, com temas candentes e fascinantes sobre o Universo e Ciências da Terra para inspirar e encantar as pessoas. Ele é graduando em Administração pelo Centro Universitário N. Sra. do Patrocínio (CEUNSP) – frequentou a Universidade de Sorocaba (UNISO); graduação em Análise de Sistemas e onde participou do Encontro de Pesquisadores e Iniciação Científica (EPIC). Suas paixões são literatura, filosofia, poesia e claro ciência.