Vida estrelar (em vídeo)

Esquema da Evolução Estrelar

Morte das Estrelas

     O estado final de uma estrela transcorre como uma Gigante Vermelha, porém sua morte depende decisivamente da massa que ela possui. Deste modo, a estrela pode terminar sua vida pacificamente como uma anã branca , ou se tem massa maior, pode chegar a ser (depois da fase de uma supernova) uma estrela de nêutrons, ou ainda, em um caso extremo, converter-se em um buraco negro.

     O que sempre ocorre é que a estrela de algum modo se desfaz de parte de seu material; formando as chamadas nebulosas planetárias (restando uma anã branca em seu centro), ou de outro modo libera violentamente seu material ao exterior mediante uma supernova.

Anã Branca

Na etapa final de uma Gigante Vermelha, a região central da estrela se contrai e joga ao espaço as camadas externas. Em seu interior fica um tipo de estrela chamada anã branca a qual tem o tamanho da terra mas a massa do sol. Por isso, a sua densidade é muito elevada: uma tonelada por centímetro cúbico! Esta classe de estrela demora muito a esfriar sua superficie; a mais fria tem uma temperatura de 3500 graus kelvin.

Supernova

     As estrelas de massa maior, depois de converter seu hidrogênio, podem seguir queimando os componentes restantes para formar elementos mais pesados (carbono, oxigênio, neônio, magnésio,silício, e finalmente ferro). Como o núcleo de ferro é o mais estável na natureza, não existe mais a possibilidade de se obter energia usando o ferro como combustível nuclear: a produção de energia nuclear na estrela pára abruptamente quando se formam núcleos de ferro.

     Nesse momento a estrela colapsa, desmoronando-se em si mesma. A estrela se contrai, aumenta incrivelmente a densidade no centro, e devido à resistência da matéria nuclear, as camadas externas que caem para o interior da estrela ricocheteiam no centro. Ocorre assim uma grande explosão que destrói a estrela.

O brilho desta explosão é considerável e pode ser até dez bilhões de vezes mais brilhante que o sol. O núcleo da estrela, que sobra após a explosão, se transforma geralmente em uma anã branca. Mas, esse destino depende de sua massa. 

Estrela de Nêutrons

     Quando a estrela ultrapassa o limite de 1.4 massas solares a matéria se comprime ainda mais que em uma anã branca. Nesse momento os elétrons de seus átomos colidem (ao estarem tão comprimidos) com os prótons, são absorvidos (o inverso do decaimento beta) formando um nêutron. Nesse momento a estrela volta a ser uma estrela de nêutrons.
 

     Um outro efeito ocorre quando o seu tamanho se reduz ao redor de 10 quilômetros de diâmetro, com bilhões de toneladas por centimetro cúbico! A estrela aumenta violentamente a quantidade de giros, o que faz com que ela emita (periodicamente) uma grande quantidade de sinais de rádio: Os Pulsares.

Buracos Negros

 

     Podemos ter uma estrela de nêutrons de 1 a 3 massas solares. Se ela possuir mais de 3 massas solares, a gravidade não pode ser contrabalançada de nenhum modo. De acordo com a teoria da relatividade, nem sequer a luz pode escapar deste corpo. É por isto que os denominamos de buracos negros, pois eles não podem emitir nenhum tipo de luz

Maturidade das Estrelas

     Dada a formação de uma estrela, ela deve respeitar os equilíbrios fundamentais durante toda a sua vida. Estes equilíbrios são: O equilíbrio térmico, onde toda a energia produzida no seu interior deve estar balanceada com a energia que é radiada ao exterior e, além disso, com sua temperatura interna; O equilíbrio hidrostático, no qual a pressão a qualquer profundidade da estrela deve ser suficiente para compensar o peso das camadas superiores.

 

     Tais equilíbrios se mantêm ao longo de milhões de anos, até que o combustível nuclear começa a esgotar-se. O tempo que leva para esgotar o hidrogênio no núcleo da estrela depende da massa da estrela; assim, as de maior massa (ao redor de 70 massas solares) levam 300 000 anos para esgotar-se, enquanto que as de menor massa (menor que a do sol) têm algo como 200 milhões de anos para esgotar suas reservas de hidrogênio. 

     Quando termina o hidrogênio começa um processo chamado combustão de hélio, já que ao restar somente este elemento, a estrela o utiliza para seguir funcionando. Porém, queimar hélio é mais difícil que queimar hidrogênio, já que a repulsão elétrica é quatro vezes maior para dois núcleos de hélio do que para dois núcleos de hidrogênio. Em consequência, a temperatura no interior deve aumentar para que tal combustão se realize. Isto se sucede de fato. À medida que a estrela vai queimando paulatinamente o seu combustível original, a pressão da radiação cede (em consequência do esgotamento do combustível) ante ao peso da estrela. Devido a isso o núcleo da estrela se contrai cada vez mais, e por isso aumenta dramaticamente sua temperatura; de 15 milhões de graus a 100 milhões de graus!

      Na última fase da queima de hidrogênio, o hidrogênio começa a ser consumido na superfície da estrela. Nesta etapa a luminosidade aumenta e a estrela inteira se expande. Ao expandir-se sua superfície esfria e sua coloração se torna mais vermelha. A estrela se converte em uma Gigante Vermelha. Isto acontecerá com o nosso sol daqui a 4 bilhões de anos e o seu raio aumentará até englobar a órbita da terra.

O Nascimento Estrelar

      Como vimos em um poster anterior, estrelas nascem em regiões do espaço em que há grande comcentração de gás e poeira. Inicialmente, todo esse material, composto, principalmente, de moléculas de hidrogênio, está  muito disperso. Com o tempo, a atração gravitacional e a pressão da radiação de estrelas já formadas vai gradualmente juntando essas partículas de poeira e gás. Formam-se grandes aglomerados, ou "glóbulos", individuais que se separam uns dos outros. Esses glóbulos, aos poucos, vão colapsando em regiões cada vez menores. Usualmente, ao mesmo tempo em que vai se compactando, o glóbulo adquire um movimento rotacional e tende a se achatar. Forma-se uma gigantesca "pizza" de poeira e gases girando no espaço, enquanto se contrai. No centro dessa "pizza" cósmica o material vai ficando cada vez mais denso: forma-se uma proto-estrela, isto é, uma estrela em gestação. Com a compressão, a temperatura da proto-estrela vai aumentando e, quando chega a uns 1500 ou 2000 graus ela fica visível, embora quase toda sua radiação seja infravermelha. Esse estágio da vida de uma estrela - sua infância, digamos - dura um milhão de anos, mais ou menos.

     Com a atração gravitacional comprimindo, cada vez mais, a proto-estrela, a temperatura na região central alcança cerca de 8 milhões de graus. Tamanha temperatura quebra os átomos do gás, separando os núcleos dos elétrons. Nesse ponto, começam as reações nucleares no centro da estrela. São reações de "fusão", do mesmo tipo das que acontecem nas bombas de hidrogênio. Os prótons dos átomos de hidrogênio, separados de seus elétrons e sob a ação da enorme pressão no centro da estrela, se juntam (ou "se fundem"), formando núcleos de hélio.

     A massa do produto da fusão (hélio 4) é um pouquinho menor que a soma das massas dos núcleos que se fundiram. A diferença de massa é liberada na forma de energia, conforme a famosa equação de Einstein, E = mc². Como a velocidade da luz (c) é muito grande, pequenas quantidades de massa se transformam em grandes quantidades de energia. Uma gigantesca quantidade de energia é liberada por essas reações nucleares no centro da estrela e ela atinge sua luminosidade normal, ou seja, nasce uma estrela.

Nebulosas

     A palavra "nebulosa" vem da palavra grega para "nuvem". Antes que os astrônomos soubessem que galáxias eram coleções distantes de estrelas, galáxias eram chamadas nebulosas por causa da sua aparência indistinta. Hoje, a palavra nebulosa é reservada para objetos extensos consistindo na maior parte de gás e poeira.

     Nebulosas são objetos de várias formas e tamanhos e são formadas de diversas maneiras. Em algumas nebulosas, estrelas se formam a partir de nuvens de gás e poeira; uma vez que algumas estrelas tenham se formado dentro da nuvem, a luz delas ilumina a nuvem, tornando-a visível para nós. Essas regiões de formação estelar são locais de nebulosas de emissão ou reflexão, como a famosa Nebulosa Orion mostrada na figura à abaixo.  

 

     Nebulosas de emissão são nuvens de gás com temperatura alta. Os átomos na nuvem são energizados por luz ultravioleta de uma estrela próxima e emitem radiação quando decaem para estados de energia mais baixos (luzes de néon brilham praticamente da mesma maneira). Nebulosas de emissão são geralmente vermelhas, por causa do hidrogênio, o gás mais comum do Universo e que comumente emite luz vermelha.

Nebulosa da Águia situa-se na constelação da Serpente a cerca de 8000 anos-luz de distância. Esta nebulosa, descoberta por Messier no séc. XVIII e também designada por M16, é um exemplo de uma nebulosa de emissão, sendo a sua cor vermelha devido à emissão proveniente de hidrogénio ionizado.

      Nebulosas de reflexão são nuvens de poeira que simplesmente refletem a luz de uma estrela ou estrelas próximas. Nebulosas de reflexão são geralmente azuis porque a luz azul é espalhada mais facilmente. Nebulosas de emissão e de reflexão são geralmente vistas juntas e são às vezes chamadas de nebulosas difusas. Em algumas nebulosas, as regiões de formação estelar são tão densas e espessas que a luz não consegue transpassá-las. Não é surpresa, então, que sejam chamadas de nebulosas escuras.

  Nebuloda da Cabeça da Bruxa ou IC 2118, brilha refletindo a luz emanada pela estrela gigante azul Rigel.

     Outro tipo de nebulosa, chamada nebulosa planetária, é resultado da morte de uma estrela. Quando uma estrela já queimou tanto material que não pode mais sustentar suas próprias reações de fusão, a gravidade da estrela provoca o seu colapso. Quando a estrela colapsa, seu interior se aquece. O aquecimento do interior produz um vento estelar que dura por poucos milhares de anos e que leva para fora as camadas mais externas da estrela. Quando as camadas mais externas são levadas para fora, o núcleo remanescente esquenta os gases, que estão agora longe da estrela, causando o brilho deles. O resultado é uma "nebulosa planetária" (assim chamada porque se parece com planetas gigantes gasosos pelo telescópio), formada por camadas de gás brilhante que circundam um pequeno núcleo. Astrônomos estimam que nossa galáxia contém aproximadamente 10 mil nebulosas planetárias. Nebulosas planetárias se constituem em um período comum no ciclo normal de vida de uma estrela, mas eles têm vida curta, durando apenas algo em torno de 25 mil anos.

  Nebulosa Olho de Gato (NGC 6543) foi uma das primeiras nebulosas planetárias a serem descobertas e  permanece uma das mais complexas nebulosas que se conhecem.

Breve resumo sobre a vida de uma estrela

 

      O nascimento de estrelas ocorre em nebulosas chamadas por alguns de berçários de estrelas. As nebulosas são nuvens de poeira e gás oriundas da morte de outras estrelas. A poeira e os gases no interior das nebulosas começam a se contrair e se juntar devido à força de atração gravitacional. Um fator externo que ajuda a impulsionar esse processo de contração é a morte de estrelas próximas a nebulosas, a explosão de uma estrela vizinha causa uma onda de choque que acelera o processo de contração e inicia a rotação da nuvem.

          Dessa forma a atração gravitacional vai agindo ao longo de milhões de anos, quanto mais contraído fica a nuvens mais rápidas ela gira aumentando os choques entre as partículas, causando assim um aumento na temperatura. Quando a estrela esta formada mesmo sendo um corpo relativamente frio, ela possui praticamente toda a massa da nuvem onde teve origem.

       Com o passar do tempo a temperatura e pressão no interior da estrela pré formada aumentam de forma extrema ocasionando processos de fusão nuclear, começa ai a produção de Helio apartir de átomos de hidrogênio. Alguns falam que a estrela só esta formada quando inicia-se as fusões nucleares. Fala-se que o Helio é o combustível da estrela os processos de fusão nuclear geram energia para a existência da mesma.

        As altas temperaturas e a energia liberada das reações nucleares permitem a estrela irradiar energia na forma de luz e calor pelo ambiente da galáxia em que se encontra. Assim as estrelas nascem, ganham forma e se tornam astros fascinantes, corpos celestes que possuem luz própria transmitem calor aos planetas próximos e com isso podem proporcionar a existência da vida.

          Mas assim como as estrelas nascem elas também morrem. A morte de uma estrela é tão fascinante quanto o seu nascimento. Este fenômeno é capaz de liberar no espaço energias alem da compreensão humana e pode ocorrer de formas diferentes variando de acordo com a massa da estrela.

         Estrelas com o tamanho médio como o nosso sol tendem as se tornar anãs brancas que são estrelas pequenas porem com densidades altíssimas. Este processo de morte de estrelas se da inicialmente pela expansão da superfície estrelar. Após consumir todo seu combustível as estrelas com tamanho médio entram em estagio de expansão, a temperatura superficial da estrela diminui em quanto que sua superfície se expande tornando-se uma gigante vermelha. Na fase final de sua a vida a estrela contrai o seu interior e expele para o espaço o restante de sua massa. Tendo como resultado uma Anã branca.

        Uma Supernova é o resultado da morte de uma estrela de grande massa. Uma explosão incrível com brilho tão intenso que se compara ao brilho de toda a galáxia em que se encontra, uma brilho em torno de 10 bilhões de vezes o brilho do sol.  As estrelas de grande massa depois de converte todo hidrogênio continua os processos de fusão com outros elementos mais pesados como o carbono e oxigênio ate que em seu núcleo só exista o ferro.

         A produção de energia cessa e a estrela entre em colapso, ela se contrai contra seu próprio núcleo aumentando a densidade de uma forma muito bruta, as camas externas da estrelas meio que choca-se contra o próprio núcleo devido a gravidade volta a se expandir isso provoca uma grande explosão dando origem a supernova. Uma catástrofe estrelar de incrível poder e extrema beleza que dura em torno de alguns meses.

          Estrelas com massas ate 3 massas solares tem uma morte um pouco diferente. Estas estrelas se comprimem tanto que ocorre um choque entre os elétrons e prótons dando origem a nêutrons tendo como resultando uma estrela de neutros. Outras estrelas se comprimem a ponto de terem apenas 10 Km de diâmetro são os chamados pulsares.

       Existe ainda as estrelas com massa superior as três massas solares, a morte dessas estrelas tem como resultado um corpo celeste tão intrigante como o a origem do próprio universo. Estrelas com essa massa se contraem de forma a exercerem atração gravitacional tão intensa que nem a luz escapa de sua atração.  A morte dessas estrelas resulta em buracos negros.