A evolução estelar

Em astronomia, evolução estelar é a sequência de mudanças que uma estrela sofre durante seu tempo de vida, os milhares, milhões ou bilhões de anos durante os quais ela emite luz e calor. Durante o curso deste tempo, a estrela irá mudar radicalmente.

A evolução estelar não é estudada pela observação do ciclo de vida de uma simples estrela; a maioria das mudanças estelares ocorre tão vagarosamente que só seriam detectáveis depois de muitos e muitos séculos. Ao invés disto, astrofísicos tentam entender como as estrelas evoluem pela observação de numerosas estrelas, cada uma em um diferente ponto da vida do ciclo da vida, e simulando estrutura estelar com modelos de computadores.

Nascimento

A evolução estelar começa com uma nuvem molecular gigante (NMG), também conhecida como uma berçário estelar. A maior parte do espaço vazio interno de uma galáxia sempre contem em torno de 0,1 a 1 partículas por cm³, mas dentro de uma NMG, a densidade típica é uns poucos milhões de partículas por cm³. Uma NMG contém 100 000 a 10 000 000 vezes mais massa do que nosso Sol em virtude do seu tamanho: 50 a 300 anos-luz de comprimento.

Tal como uma NMG, um dos vários eventos devem ocorrer para causar o colapso gravitacional. NMGs devem colidir com outras, ou passar através de uma região densa de um braço espiral. Uma vizinhança de uma explosão de supernova pode ser um gatilho, enviando um choque de matéria dentro de uma NMG a velocidades muito altas. Finalmente, uma colisão galáctica pode iniciar uma explosão de formação estelar quando as nuvens de gás em cada galáxia são comprimidas e agitadas pela colisão.

Uma NMG colapsada fragmenta-se durante o evento, quebrando-se em pedaços cada vez menores. Fragmentos com massas menores que 50 massas solares são capazes de formar estrelas. Neste fragmentos, o gás é aquecido por este colapso devido à potencial gravitacional, e estas nuvens podem formar uma protoestrela com a forma de um objeto esférico rotacional.

Este estágio inicial da existência é sempre invariavelmente oculto profundamente em uma densa nuvem de gás e poeira. Frequentemente, berçários de formação estelar podem ser vistos com uma silhueta contra a emissão de gás brilhantes em suas redondezas, sendo conhecidos como Bok globules.

As protoestrelas muito pequenas nunca alcançam temperaturas suficientemente altas para a fusão nuclear começar, sendo chamadas de anãs marrons. O limite exato entre estrelas e anãs marrons depende de sua composição química, aquelas com grande metalicidade (relativa abundância de elementos mais pesados que hidrogênio e hélio) têm um limite mais baixo. Para um objeto com metalicidade próxima da do Sol, o limite é aproximadamente 0,075 massas solares. Anãs marrons maiores do que 13 vezes a massa de Júpiter podem fundir deutério, e alguns astrônomos preferem chamar apenas esses objetos de anãs marrons, classificando tudo maior do que um planeta mas menor do que isso como objeto sub-estelar. Ambos os tipos morrem lentamente, esfriando gradualmente durante centenas de milhões de anos.

A temperatura central nas protoestrelas mais massivas, contudo, irá eventualmente atingir 10 megakelvins, ponto em que o hidrogênio começa a se fundir formando o hélio e a estrela começa a brilhar. O início da fusão nuclear estabelece um equilíbrio hidrostático no qual a energia liberada pelo núcleo se opõe ao colapso gravitacional. A estrela então pode existir em um estado estável. Para vencer a barreira coulombiana é necessária uma pressão externa aos núcleos de hidrogênio. Na prática, não existe uma força atrativa que vença a repulsão entre os núcleos de hidrogênio devido à força eletrostática oriunda dos prótons do núcleo. Para que a barreira seja quebrada, a pressão externa deve ser maior que a repulsão. Essa força é resultante da pressão de radiação que permeia o universo. Esta radiação proveniente das outras estrelas, age desde a superfície externa da protoestrela até as profundezas do núcleo, provocando uma reação em cascata sobre todos os átomos da nebulosa desencadeando a fusão dos núcleos de hidrogênio.

A juventude

Novas estrelas aparecem em variados tamanhos e cores. Elas variam no tipo do espectro do quente e azul para o frio e vermelho, e a massa de menos do que 0,5 para mais que 20 massas solares. O brilho e cor de uma estrela depende da temperatura superficial, a qual depende por sua vez da massa.

Uma nova estrela cairá em um específico ponto da sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell. As Anãs vermelhas menores e frias queimam hidrogênio vagarosamente e devem permanecer na sequência principal por centenas de bilhões de anos, enquanto Supergigantes massivas e quentes deixarão a sequência principal logo após poucos milhares de anos. Uma estrela de tamanho médio como o Sol permanecerá na sequência principal por cerca de 10 bilhões de anos. O Sol possui a metade desta idade; portanto se encontra na sequência principal. Uma estrela que não realiza a fusão do hidrogênio se encontra fora da sequência principal.

A maturidade

Depois de vários bilhões de anos, dependendo de sua massa inicial, o suprimento de hidrogênio acaba e a fusão nuclear cessa.
Sem a pressão interna gerada por esta reação para se contrapor a força da gravidade, as camadas externas da estrela começam a se contrair em direção ao núcleo. A temperatura e pressão crescem como na formação da protoestrela, mas agora para níveis muito mais altos, até que a fusão do hélio começa quando a temperatura do núcleo atinge cerca de 100 megakelvins.

O núcleo muito quente causa a expansão das camadas levando a aumentar enormemente o tamanho da estrela, que se torna muito maior que 100 vezes o que ela era quando na sequência principal. Ela se torna então uma gigante vermelha. A queima do hélio dura alguns milhões de anos. A maior parte de todas as gigantes vermelhas são estrelas variáveis.

O que acontece depois depende, uma vez mais, da massa estelar.

...Os últimos anos de vida.

Estrelas de baixa massa

O que acontece depois de uma estrela de baixa massa exaurir seu hidrogênio não é conhecido diretamente: O Universo tem cerca de 14 bilhões de anos, o que é muito menos (por várias ordens de magnitude, em alguns casos) do que elas levam para exaurir o seu combustível. A teoria corrente é baseada em modelos de computador.

Algumas estrelas devem fundir hélio nos núcleos superaquecidos, causando uma reação tão instável e irregular como um pesado vento solar. Nestes casos, a estrela não formará uma nebulosa planetária, mas simplesmente irá desaparecer, deixando nada mais que uma anã marrom. 

No entanto, uma estrela menor de que 0,5 massas solares nunca será capaz de iniciar a fusão do hélio mesmo depois que o núcleo cesse a fusão do hidrogênio. Ela simplesmente não tem a massa necessária para produzir pressão suficiente no núcleo. Estas são as anãs vermelhas, tais como Próxima do Centauro, a qual viverá por centenas de bilhões de anos. Quando a reação nuclear acabar por cessar no seu núcleo, irá continuar irradiando na parte dos infravermelhos e micro-ondas do espectro eletromagnético por muitos bilhões de anos.

Estrelas de tamanho médio

Uma estrela de tamanho médio (entre 0,6 e 3,4 massas solares) tendo alcançado a fase gigante vermelha, suas camadas externas continuam a expandir, o núcleo contrai, e o hélio começa a se fundir para carbono. A fusão gera energia, fornecendo à estrela um crescimento temporário. Em uma estrela do tamanho do Sol, este processo pode levar aproximadamente um bilhão de anos.

As reações de queima do hélio são extremamente sensíveis à variação de temperatura, o que causa grande instabilidade. Grande pulsações ocorrem, o que eventualmente cede às camadas externas da estrela bastante energia cinética, sendo esta ejetada como uma nebulosa planetária. Ao centro da nebulosa permanece o núcleo da estrela, a qual se esfria para se tornar uma pequena, mas densa anã branca, tipicamente pesando cerca de 0,6 massas solares, mas somente com o volume da Terra.

Anã branca

Anãs brancas são estáveis porque a atração da gravidade é balanceada pela pressão de degenerescência dos elétrons da estrela. Isto não deve ser confundido com a repulsão elétrica dos elétrons, o qual mantém o volume da matéria normal, mas é uma consequência do princípio de exclusão de Pauli. Sem combustível para queimar, o seu calor da radiação estelar a mantém aquecida por muitos milhões de anos.

No fim, tudo que resta é uma massa escura e fria algumas vezes chamadas como anãs negras. Contudo, o universo não é velho o suficiente para que qualquer estrela anã negra possa existir.

Se as anões brancas crescem acima do limite de Chandrasekhar de 1,4 massas solares, a pressão de degeneração falha em conter o colapso da estrela. A transferência de massa em um sistema binário pode causar também um aumento na massa. Isto leva a anã branca a se transformar em supernova Ia. Estas supernovas podem ser muito mais poderosas que as supernovas tipo II marcando a morte de uma estrela massiva. Consequentemente, nenhuma anã branca mais massiva que 1,4 massas solares pode existir; a pressão da degeneração dos elétrons não é suficientemente forte.

Se uma anã branca forma um sistema binário fechado com outra estrela, o hidrogênio da companheira maior pode migrar para dentro da anã branca até que ela aqueça o suficiente para estabelecer uma reação de fusão, embora a anã branca permaneça abaixo do limite de Chandrasekhar. Levando a uma explosão denominada como nova.

Estrelas Supermassiva

Após as camadas externas de uma estrela crescerem mais do que cinco massas solares, ela se inchará em uma supergigante vermelha. O núcleo começa a perder para a gravidade e a encolher. Quanto mais ele encolhe, mais se torna quente e denso e uma nova série de reações nucleares começa a ocorrer. Essas reações fundem progressivamente elementos pesados, temporariamente adiando o colapso do núcleo.

Eventualmente, a estrela prossegue para elementos mais pesados na tabela periódica, fusão silício para ferro-56. Até então, a estrela tinha sido mantida pela energia liberada pelas reações de fusão de elementos mais leves, mas o ferro não pode fornecer energia através da fusão; ao invés disso, a fusão do ferro absorve energia. Uma vez que isto ocorra, não haverá mais o fluxo de energia para se contrapor à enorme força da gravidade, e o interior da estrela colapsa quase instantaneamente.

O que acontece a seguir não é ainda claramente compreendido. Mas o que quer que seja isto causa uma tremenda explosão de supernova em uma fração de segundo.

Como o acompanhado surgimento de neutrinos inicia uma onda de choque enquanto o contínuo jato de neutrinos ejeta muito do material acumulado da estrela — os co-denominados elementos sementes, mais leves que ou iguais ao ferro — para o espaço. Alguma parte desta massa ejetada é bombardeada por neutrinos, sendo capturados por estes átomos, criando o espectro de materiais mais pesados que o ferro incluindo elementos radioativos, além do urânio. Sem as supernovas, elementos mais pesados que o ferro não poderiam existir.

A onda de choque e os jatos de neutrinos continua propelindo o material para longe da estrela moribunda para o espaço interestelar. Então, fluindo através do espaço, o material das supernovas deverá colidir com outros restos estelares, talvez para formar novas estrelas, planetas ou luas, ou para servir com material suporte para uma vasta variedade de formas de vida.

A ciência moderna não tem uma clara compreensão do real mecanismo da explosão da supernova, nem o que exatamente resta da estrela original. Haveria duas possibilidades: 

Estrelas de nêutrons

É sabido que em algumas supernovas, a intensa gravidade no interior das Supergigantes força os elétrons para dentro do núcleo atômico, onde eles se combinam com os prótons para formar nêutrons. A força eletromagnética que mantém o núcleo separado é suplantada (proporcionalmente, se o núcleo fosse do tamanho de um grão de poeira, o átomo deveria ser do tamanho de um estádio de futebol), e o núcleo inteiro da estrela se torna nada mais que uma densa bola de nêutrons ou um gigantesco núcleo atômico.

Estas estrelas, conhecidas como estrelas de nêutrons, são extremamente pequenas — não maiores que o tamanho de uma grande cidade — e fenomenalmente densas. Seu período de revolução pode ser extremamente curto, com algumas girando acima de 600 revoluções por segundo. Quando estas estrelas de rotação rápida têm seus polos magnéticos norte ou sul alinhados com a Terra, um pulso de radiação é recebido a cada rotação. Tais estrelas de nêutrons são conhecidas como pulsares, e foram as primeiras estrelas de nêutrons descobertas.

Buraco negro

É amplamente aceito que nem todas as supernovas formam estrelas de nêutrons. Se a massa da estrela é suficientemente alta, os nêutrons em si serão esmagados e a estrela colapsará até o raio se tornar menor que o raio de Schwarzschild. A estrela se tornará então um buraco negro.

Os buracos negros são preditos pela teoria da relatividade geral. De acordo com a relatividade geral clássica, nenhuma matéria ou informação pode fluir do interior de um buraco negro para um observador externo, embora efeitos quânticos devam permitir desvios desta regra restrita. A existência de buracos negros no universo é bem apoiada pela teoria e pelas observações astronômicas.

Porém, ainda existem questões em aberto. A compreensão atual do colapso estelar não é suficientemente boa para afirmar se é possível colapsar diretamente para um buraco negro sem uma supernova, se há supernovas que irão formar buracos negros, ou qual a exata relação entre a massa inicial da estrela e a massa final do objeto remanescente.

Fonte: Skyufo-X, pesquisado no Wickipédia

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Alan Sales, conhecido por alguns como Saturno, 18 anos,  se preparando para o vestibular e o ENEM. Pretende fazer Biologia. Desde criança fanático por astronomia e ciência em geral e apesar de não se dar muito bem em física, adora a parte teórica. Possui a mente aberta, é filósofo e escritor nas horas vagas.