Artigo Estrelas

O PROCESSO DE FORMAÇÃO E DESTRUIÇÃO DAS ESTRELAS
Instituto de Pesquisas Científicas
Jonathan Tejeda Quartuccio
Introdução
Quando olhamos para um céu limpo, sem lua e sem poluição luminosa, podemos contar
em torno de 3000 estrelas. Cada uma delas pertencem à nossa galáxia, que, em sua
totalidade, possui 400 bilhões de estrelas. Algumas são menores e mais fracas que nosso
sol, outras são tão grandes que, colocando lado a lado com nossa estrela mãe, iriam
completamente ofuscar seu brilho. As estrelas variam em tamanho, massa, brilho e
temperatura. Embora todas possuam um nascimento descrito da mesma forma, os
finais de suas vidas podem seguir caminhos distintos. Algumas podem simplesmente ir
diminuindo seu brilho, em uma morte lenta. Já outras explodem em eventos energéticos
cujo o brilho pode ofuscar o de uma galáxia. Essas são as supernovas. Nesse artigo
iremos analisar como é o processo de formação e destruição das estrelas.
Propriedades observacionais
Em níveis macroscópicos, as estrelas são os objetos mais importantes do universo.
Galáxias possuem em sua estrutura uma grande quantidade de estrelas, podendo de ir
galáxias pequenas, com alguns milhares de estrelas, até galáxias gigantes, com seus
trilhões de estrelas como é o caso de IC 1101. É bem provável que em todo o universo
existam mais de dez sextilhões de estrelas. Em nossa galáxia, esse número gira em torno
de 200 a 400 bilhões.
Esses corpos são distintos uns dos outros. Sabemos disso através de suas propriedades
observacionais, as quais são: massa (M), temperatura de superfície (T), luminosidade (L)
e raio (R).
Comparadas com o nosso Sol, essas propriedades compreendem uma faixa dada por:
10−1 𝑀𝑆𝑜𝑙 < 𝑀𝑒𝑠𝑡𝑟𝑒𝑙𝑎𝑠 < 70𝑀𝑆𝑜𝑙
10−4 𝐿𝑆𝑜𝑙 < 𝐿𝑒𝑠𝑡𝑟𝑒𝑙𝑎 < 106 𝐿𝑆𝑜𝑙
10−2 𝑅𝑆𝑜𝑙 < 𝑅𝑒𝑠𝑡𝑟𝑒𝑙𝑎 < 103 𝑅𝑆𝑜𝑙
103 𝐾 < 𝑇𝑒𝑚𝑝𝑒𝑟𝑎𝑡𝑢𝑟𝑎 𝑑𝑎 𝑆𝑢𝑝𝑒𝑟𝑓𝑖𝑐𝑖𝑒 < 105 𝐾
Como exemplos extremos, temos a estrela Gleise 623, a uma distância de 25 anos-luz
com uma massa 10 vezes menor que o Sol e uma luminosidade 60000 mais fraca. Por
outro lado, temos a estrela da pistola, com uma massa de 100 a 200 massas solares. Na
maior parte de suas vidas, as estrelas habitam numa faixa do diagrama H-R chamada de
sequência principal. O diagrama H-R é um diagrama desenvolvido por Ejnar Hertzsprung
e Henry Norris Russel o qual relaciona a luminosidade de uma estrela com seu raio e
temperatura superficial. As estrelas na sequência principal são aquelas que estão
queimando núcleos de hidrogênio em seu interior, realizando processos de fusão
nuclear e criando núcleos de hélio. O diagrama pode ser dividido em quatro regiões
básicas: uma região com estrelas fracas e frias; uma região com estrelas fracas e
quentes; uma região com estrelas brilhantes e frias e uma região com estrelas brilhantes
e quentes. Vamos deixar para tratar melhor a respeito do diagrama H-R em outro artigo.
Como as estrelas se formam?
Para iniciar um processo de formação estelar é necessária uma região com uma grande
nuvem molecular, fria e densa. Devido à gravidade interna das partículas dessa nuvem,
a mesma inicia um processor de colapso. Esse colapso vai fazendo com que a região
central da nuvem fique mais quente (o aumento de pressão nessa região aumenta a
temperatura). Esse aumento de temperatura faz com que a radiação proveniente do
centro da nuvem tente expandir a sua parte externa. Ocorre que ainda existe a força da
gravidade. Temos agora duas forças agindo: uma pressão de radiação de dentro para
fora e uma gravidade puxando o material de fora para dentro. Essas duas forças criam
um equilíbrio hidrostático.
A mecânica de fluidos é uma área importante no estudo desses corpos celestes. O fato
é que a estrela é um fluído (é um gás ionizado) e desse modo está em constante
transformação. Matéria está sendo expelida do centro da estrela para fora, de maneira
a formar correntes de convecção. Como temos matéria fluindo, podemos aplicar a
derivada lagrangeana:
𝐷
𝜕
≡ + 𝑣⃗ ∙ ∇
𝐷𝑡 𝜕𝑡
Através disso, chegamos à equação de continuidade para uma estrela (um fluxo
contínuo de matéria):
𝜕
+ ∇ ∙ (𝜌𝑣⃗) = 0
𝜕𝑡
𝜕
= −∇ ∙ (𝜌𝑣⃗)
𝜕𝑡
Isso está nos mostrando que a taxa de variação de matéria na estrela é igual a menos o
divergente da densidade. Todo o movimento da estrela é descrito por:
𝜕𝑣⃗
1
+ (𝑣⃗ ∙ ∇)𝑣⃗ + 2𝜔 × 𝑣⃗ = − ∇𝑃 − 𝜔 × (𝜔 × 𝑟⃗) + 𝑓⃗
𝜕𝑡
𝜌
O termo importante aqui é a força que aparece como último elemento na equação. Essa
força surge de três maneiras distintas. Primeiro temos a gravidade, que pode ser dada
em termos de seu potencial por:
𝑔⃗ = ∇𝜙𝐺
A densidade de massa obedece à equação de Poisson:
∇2 𝜙𝐺 = −4𝜋𝐺𝜌
Temos também a força centrífuga, a qual pode ser expressa pelo seu potencial
rotacional:
1
𝜙𝑅 = − (𝜔 × 𝑟⃗)2
2
A segunda força está relacionada com o campo magnético na estrela, dado como:
𝑓⃗ = −
1
1
⃗⃗ ∙ ∇)𝐵
⃗⃗
∇𝐵 2 +
(𝐵
8𝜋𝑐
4𝜋𝑐
E por fim, temos as forças de fricção ou viscosidade.
A Sequência principal
Em suas fases iniciais, também chamadas de T-Tauri, as estrelas se contraem de forma
lenta. Essa contração, por sua vez, vai aumentando a temperatura em sua região central,
até que alguns milhões de anos depois a temperatura nessa região atinge valores na
ordem de 10000000 kelvin. Com essa temperatura, as reações nucleares envolvendo os
núcleos de hidrogênio se iniciam. A estrela entra, então, na sequência principal.
Uma estrela pode se formar a partir de uma região com elementos mais pesados
(carbono, silício, etc.) ou em uma região com hidrogênio predominando. Se a região
possui grande quantidade de hidrogênio, inicia-se o processo chamado de cadeia
próton-próton. Abaixo, temos as equações químicas desse processo.
Se a região de formação estelar tiver elementos mais pesados, o processo químico
recebe o nome de ciclo carbono-nitrogênio.
O tempo que a estrela permanece na sequência principal depende muito de sua massa.
Quanto mais massiva é a estrela, mais rapidamente ocorrem as reações nucleares e mais
rapidamente a estrela sai da sequência principal.
As estrelas gigantes e supergigante
Podemos descrever o comportamento do interior da estrela através da lei dos gases
PV=nRT. Isso indica que a altas temperaturas, como ocorre no interior das estrelas, a
pressão também é muito alta. Mas vimos anteriormente que, em regiões onde
predominam o hidrogênio, ocorrem sucessivas reações próton-próton. Essas reações
vão diminuindo o número de partículas dentro da estrela o que, por sua vez, diminui a
pressão na região central. Essa diminuição da pressão faz com que a estrela perca seu
equilíbrio hidrostático, logo a atração gravitacional supera a pressão de radiação. Esse
processo começa a comprimir o núcleo, fazendo com que novas reações envolvendo o
hidrogênio ocorram de modo que a energia liberada aumente, fazendo com que o brilho
da estrela também aumente. Esse aumento de brilho e energia empurra as camadas
mais externas da estrela para fora, aumentando seu diâmetro. Isso diminui a
temperatura na sua superfície. O resultado é uma estrela fria (uma temperatura
superficial na faixa de 4000 K) e com um diâmetro cerca de 200 vezes maior que o
original.
A medida em que o núcleo se contrai, a densidade no centro vai aumentando. Porém a
mecânica quântica coloca um limite nisso. O fato é que o princípio da exclusão, de Pauli,
diz que dois elétrons idênticos não podem ocupar o mesmo estado quântico de energia.
Como a densidade é muito alta, todos os níveis de energia mais baixa já estão ocupados.
Temos a matéria degenerada. Nesse estado começam a ocorrer intensas explosões no
interior da estrela. Em outras palavras, a estrela deixou a sequência principal e está
migrando para outra região do diagrama H-R. A estrela está morrendo.
O fim de vida de estrela depende de quanta massa a mesma possui. Se a massa é menor
que 0.8 massas solares, a estrela vai se contrair de forma lenta. Sua temperatura central
irá aumentar enquanto sua superfície se expande. Essa expansão irá ejetar todo o
envoltório da estrela para o espaço, formando a chamada “nebulosa planetária”.
Se a massa da estrela está entre 0.8 e 3 massas solares, seu núcleo se torna sólido (um
hélio tipo metal). Quando a estrela atinge uma temperatura no núcleo na faixa de 100
milhões de kelvin, uma nova reação envolvendo hélio (triplo-alfa) se inicia. A reação é:
Em seguida, uma violenta explosão no interior da estrela ocorre. Esses processos tornam
o núcleo da estrela, antes dominado por hélio, em carbono. Essas estrelas também se
tornam nebulosas planetárias.
A medida que a massa da estrela vai aumentando, elementos mais pesados vão sendo
criados. Se a massa da estrela está entre 3 e 10 massas solares, o núcleo, agora de
carbono, continua a contrair. A temperatura na região central alcança a casa do bilhão
e então processos envolvendo o carbono se iniciam.
O núcleo, por fim, explode num processo chamado de flash de carbono. Essa explosão
pode deixar uma estrela residual, chamada estrela de nêutrons, ou pode não deixar
nenhuma estrela residual (supernova tipo II). Estrelas com massa acima de 10 massas
solares formam elementos mais pesados a partir do oxigênio, como Silício (Si), Neônio
(Ne), Magnésio (Mg), Níquel (Ni) e Ferro (Fe). Podemos, sem sombra de dúvida, dizer
que todos os elementos que constituem nossos corpos foram formados no interior das
grandes estrelas.
O limite de Chandrasekhar
Se uma estrela no centro de uma nebulosa planetária possui uma massa menor que 1.4
massas solares, a mesma irá evoluir até atingir o estágio de anã-branca. Uma estrela
desse tipo possui um raio menor que o da Terra e uma temperatura superficial na ordem
de 10000 kelvin. Um exemplo famoso de uma anã-branca é a estrela Sirius-B, que pode
ser observada na imagem abaixo ao lado de sua companheira brilhante Sirius-A.
Vimos que estrelas de grande massa podem gerar elementos pesados como o ferro.
Algumas estrelas supergigantes apresentam um núcleo desse elemento que se
desintegra em núcleos de hélio devido à grande temperatura. O processo, chamado de
fotodesintegração, quebra um núcleo de átomo de ferro 56 em 13 núcleos de hélio. Ou
seja, para cada átomo de ferro, são criados 13 átomos de hélio. Essa quebra ocasiona
um colapso na estrela. O núcleo se contrai até atingir um tamanho de 10 quilômetros e
uma densidade na faixa de 200 milhões de toneladas por centímetro cúbico. O material
externo cai em direção ao centro da estrela e ricocheteia no núcleo endurecido. Esse
ricochete ocasiona uma onda de choque para fora da estrela. E a esse processo damos
o nome de supernova tipo II.
Uma supernova do tipo I, também chamada de Nova, ocorre em sistemas binários, no
qual uma das estrelas é uma anã-branca e a outra é uma gigante vermelha. A estrela
menor começa a atrair matéria de sua companheira. A matéria sendo atraída cria um
disco de acréscimo em torno da anã-branca. Isso faz com que, aos poucos, a massa da
anã-branca vá aumentando. Chega um ponto em que sua massa supera o limite de
Chandrasekhar e isso implica que a anã-branca não pode mais continuar nesse estágio.
A estrela, por sua vez, colapsa e explode. Abaixo temos os gráficos relacionando o brilho
de supernovas do tipo I e II.
Se uma estrela de grande massa explode e deixa uma outra residual, essa será uma
estrela de nêutrons. O diâmetro de uma estrela de nêutrons é na faixa de 10
quilômetros, e sua densidade chega a uma potência de 16 a 18 quilogramas por metro
cúbico. A estrutura interna da estrela de nêutrons ainda não é compreendida. Embora
ela seja uma estrela pequena e fraca, podemos detectá-la através de suas fortes
emissões de radiação. Essa radiação, em forma de ondas de rádio, escapa pelos polos
magnéticos da estrela. Uma estrela de nêutrons possui um intenso campo magnético (o
maior campo magnético de uma estrela de nêutrons observado em nossa galáxia possui
um valor 1 000 000 000 000 000 maior que o da Terra). Estrelas de nêutrons com campos
magnéticos tão intensos são chamadas de magnetares. A estrela de nêutrons gira muito
rapidamente em torno de seu eixo. Esse giro faz com que o feixe de radiação mude de
sentido periodicamente. Se o feixe aponta para a Terra iremos detectar pulsos de
radiação provenientes da estrela de nêutrons. Assim, essas estrelas de nêutrons
também recebem o nome de pulsar.
Por fim, se a massa da estrela é muito grande, a explosão pode originar o objeto mais
denso e compacto que conhecemos: um buraco negro.
Conclusão
Embora as estrelas pareçam objetos simples e iguais, a física que as descreve não é tão
simples assim. Todos os elementos pesados do universo foram forjados nelas. Com suas
violentas explosões, esses elementos foram distribuídos pelo espaço em agrupamentos
moleculares, que, mais tarde, iriam formar novas estrelas e outros corpos celestes,
como planetas. Por sua vez, formados os planetas, os elementos encontraram-se num
palco propício ao surgimento de outro complexo sistema do nosso universo: a vida.