OBA - Evolução Estrelar

ESTRUTURA E EVOLUÇÃO
ESTELAR
NEBULOSAS
Numa galáxia podem
existir várias regiões
de formação,
consideradas
berçários de estrelas,
que são as nuvens
de gás e poeira.
protoestrela
Em alguns pontos da nuvemmãe a concentração de gás e
poeira pode ser alta o suficiente
para que a matéria sofra
contração sob o efeito da
gravidade.
A energia é transformada,
causando o aquecimento da
matéria e provocando a emissão
de radiação do objeto.
colapso gravitacional
A temperatura da protoestrela aumenta e seu raio
diminui devido à contração gravitacional. Por causa das
elevadas temperatura e pressão, aumenta a força no
sentido de expulsar o material, e esta é balanceada pela
força gravitacional, que tende a contrair a estrela.
Quando o
equilíbrio entre
pressão e
gravidade é
atingido na região
central, o gás
torna-se opaco,
não permitindo a
saída direta da
radiação do objeto
central.
As camadas mais
externas
continuam se
contraindo, a área
superficial diminui,
causando uma
diminuição da
luminosidade
Tempo de contração
Após alguns milhares de
anos de contração
gravitacional a temperatura
chega a 2000-3000 K.
O tempo total gasto para o
colapso gravitacional que
ocorre durante a formação
de uma estrela depende de
sua massa inicial.
As protoestrelas de altas
massas são as que se
contraem num tempo mais
curto.
Protoestrelas menos massivas que 0.08 M¤ (massa solar) nunca
chegam a desenvolver a pressão necessária para iniciar a
queima de hidrogênio em seu interior.
Algumas
pequenas
protoestrelas se
contraem até
tornarem-se
objetos
semelhantes a
planetas.
Já as de massa maior que 100 M¤ desenvolvem altas
temperaturas tão rapidamente, que a pressão de
radiação torna-se a força dominante contra o colapso
gravitacional.
As grandes
quantidades de
gás e poeira ao
redor das estrelas
em formação
impedem que se
observe
diretamente a
radiação desses
objetos, tornandoos "invisíveis para
telescópios
ópticos. Isso ocorre
porque os grãos de
poeira absorvem a
radiação emitida
pelo objeto central
e re-emitem em
comprimentos de
onda "mais frios",
na faixa do
infravermelho.
O nascimento de uma estrela é marcado pelo
início das reações nucleares no seu interior.
Quando a parte central da protoestrela fica quente o
suficiente, iniciam-se os processos de fusão nuclear,
gerando a energia necessária para a estrela se
sustentar.
Basicamente os processos
de fusão envolvem 4
núcleos de hidrogênio que
se fundem, para formar 1
núcleo de hélio.
Enquanto o hidrogênio tem apenas 1 próton em seu núcleo, o
hélio possui 2 prótons e 2 nêutrons, sendo que a massa do
núcleo formado é um pouco menor que a soma das massas dos
núcleos utilizados. É essa diferença de massa (0.007 da massa
inicial) que será convertida em energia no interior estelar.
Como 90% dos átomos de uma estrela são de
hidrogênio, ela tem armazenada uma grande
quantidade de combustível para ser "queimado".
A chamada cadeia próton-próton domina o processo de geração
de energia nas estrelas com massas menores, incluindo o Sol,
enquanto que o ciclo do carbono é dominante nas estrelas com
massas maiores. Nos casos em que o hélio já foi formado e as
temperaturas são muito elevadas ocorre o chamado processo
triplo-alfa.
Cadeia próton-próton
Esta é a cadeia dominante em estrelas cuja temperatura central é menor que
15.000.000 K (milhões). Inicialmente dois átomos de hidrogênio se fundem
para formar um núcleo de deutério, um pósitron (e+) e um neutrino (n). O
neutrino imediatamente escapa da estrela, enquanto que o pósitron logo colide
com um elétron e ambos são aniquilados, liberando energia.
Em seguida o núcleo de deutério se funde a um outro átomo de hidrogênio,
para se transformar num isótopo de hélio com 2 prótons e 1 nêutron, liberando
ainda energia na forma de fótons
Por fim, dois desses isótopos se fundem
para formar um átomo de hélio e dois núcleos de hidrogênio. Sendo assim, um
total de 6 núcleos de hidrogênio estão envolvidos nas reações, mas apenas 4
deles são utilizados para formar o hélio.
Ciclo do Carbono
início
Este ciclo inicia-se com a fusão de um núcleo de
hidrogênio com um núcleo de carbono. Depois de várias
etapas, formam-se 1 núcleo de hélio e um de carbono, e
um novo ciclo pode se inicar.
Processo triplo alfa
O núcleo do átomo de hélio, também chamado "partícula alfa",
pode participar da produção de carbono em interiores estelares
com temperaturas acima de 100.000.000K (100 milhões).
Como 3 núcleos de He produzem um núcleo de C, o processo é
chamado "triplo-alfa".
Acima do limite de 8 massas
solares aproximadamente (o
valor exato depende da
composição química) as
temperaturas centrais atingem
valores acima de 10E9K e, em
seus estágios finais de
evolução, essas estrelas
possibilitam a formação dos
elementos mais pesados (O,
Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca). Esses
elementos são chamados
elementos alfa, pois sua
formação dá-se pela captura de
um núcleo de 4He (partícula
alfa) por um núcleo mais leve.
O estudo dos vários processos que podem formar elementos
mais pesados no interior estelar é chamado nucleossíntese.
Acredita-se que a síntese de isótopos de hidrogênio e hélio
ocorreu nos primeiros minutos após a origem do Universo e que
os elementos pesados foram formados em processos estelares.
Uma fase de estabilidade:
a seqüência principal
Para que a fusão nuclear se
inicie, os núcleos devem
estar suficientemente
próximos uns dos outros,
mas por serem todos de
carga positiva a repulsão
elétrica entre eles impede a
aproximação necessária e a
fusão não ocorre.
No interior de uma
protoestrela em contração
a temperatura aumenta
conforme o objeto colapsa,
e assim partículas atingem
altas velocidades.
Dessa forma, alguns
núcleos terão a energia
necessária para superar a
repulsão elétrica,
permitindo que os mesmos
possam interagir.
Uma vez estabelecidos os processos
termonucleares, eles se auto-controlam.
Quando a produção de energia nuclear aumenta,
um excesso de pressão é gerado, provocando
uma tendência de expandir a estrela.
Com o aumento do tamanho, o gás no interior da
estrela tende a se resfriar. Assim, a estrela acaba
encontrando a temperatura e o tamanho ideais
para o equilíbrio, permitindo que ela fique estável
por um longo período.
Essa fase de
estabilidade, pela
qual a estrela passa
durante a maior parte
de sua vida, é a
chamada de
seqüência principal
no diagrama HR (de
Hertzsprung e
Russell).
Cerca de 10 bilhões de
anos depois que a estrela
chegou na seqüência
principal, quando a
diminuição do hidrogênio
é substancial, o núcleo de
hélio começa a contrair.
Quanto mais massiva a
estrela maior a
temperatura em seu
interior. As estrelas mais
quentes e mais massivas
têm alta luminosidade
superficial e consomem
seu combustível a taxas
muito mais altas que
estrelas menos massivas,
e portanto têm um tempo
de vida mais curto.
ESTÁGIOS FINAIS DA EVOLUÇÃO
ESTELAR
Quando, finalmente, o combustível em seu núcleo
termina, a estrela começa a morrer.
Os estágios finais da evolução estelar podem ser
mais tranqüilos ou mais catastróficos, e isso vai
depender crucialmente da massa das estrelas.
No caso de estrelas
de massa pequena
ou intermediária,
como o Sol, a
estrela se
transforma em uma
gigante vermelha,
movendo-se para
cima e para a direita
no diagrama HR.
No final da fase de
gigante vermelha, a
estrela ejeta suas
camadas externas,
formando uma
nebulosa planetária,
enquanto que o objeto
central (a maior parte
da massa da estrela
original) transforma-se
em uma estrela anã
branca.
A anã branca é
estágio terminal
para esse tipo de
estrela, pois a
partir daí não mais
ocorrem reações
nucleares e o
objeto se torna
uma anã negra.
O objeto SDSS 1102+2054 é uma anã-branca com forte presença de oxigênio.
Evolução no diagrama HR de estrelas de massa pequena ou
intermediária, da sequência principal até a fase de anã branca.
As estrelas de grande
massa têm uma evolução
mais rápida e dramática.
Deixam a sequência
principal em direção ao
ramo das supergigantes,
explodindo posteriormente
como uma supernova.
Existem limites para a
massa das estrelas, que
geralmente não ultrapassam
100 massas solares.
A onda de choque da supernova pode iniciar a
formação de estrelas em outras nuvens
interestelares. Os restos do núcleo podem formar
uma estrela de nêutrons ou um buraco negro,
dependendo da massa da estrela original.
Na estrela de nêutrons a atividade de explosões nucleares
acabou. A força de gravidade se torna imensa e comprime a
matéria dentro de uma esfera de raio equivalente a uma cidade
como São Paulo, algumas dezenas de quilômetros.
Devido aos efeitos da enorme pressão, elétrons e prótons se
fundem em nêutrons
Estes nêutrons estão tão comprimidos devido à pressão, que
muitos dizem que a estrela de nêutrons é um único núcleo
atômico, gigantesco. Para vocês terem uma idéia, é tanta matéria
num espaço tão pequeno, que se pudéssemos cortar um cubo de
um cm de aresta da estrela e pesar numa balança, com certeza
esta balança teria que medir numa escala de milhares de
toneladas.
Este corpo extremamente massivo, devido a uma lei da
conservação de momento angular, gira muito rápido.
Seu período de rotação varia de milésimos de segundo até
poucos segundos. A velocidade na superfície destas estrelas
chega a ser décimos da velocidade da luz, 300000 km/s.
Um campo magnético muito forte também pertence a estas estrelas, a pouca
radiação que escapa da sua superfície, na forma de ondas de rádio, raios
gama, etc, sai pelos pólos norte ou sul magnéticos, onde o campo magnético,
assim como num imã, converge.
Quando um destes feixes de radiação que saem dos pólos é
direcionado para a Terra, devido à rotação da estrela,
conseguimos observar um pulso nos nossos detectores de rádio.
Um pulso periódico e muito preciso, mais preciso que o melhor de
nossos relógios.
Quando as estrelas de
nêutrons foram
descobertas, na década de
60, acreditou-se de se
tratar de um sinal de
extraterrestres, devido a
sua extrema precisão nos
pulsos.
Buracos Negros
Resumindo...
E o que são quasares???
Um quasar (quase-estelar) é
um objeto astronômico distante
e poderosamente energético
com um núcleo galáctico ativo,
de tamanho maior que o de
uma estrela, porém menor do
que o mínimo para ser
considerado uma galáxia.
Existem evidências de que os quasares se afastam da Via Láctea e que podem
expelir parte de sua massa em jatos (formados por partículas de alta energia)
de velocidade próxima a da luz.
Só foi possível perceber sua existência porque eles emitem ondas de rádio
captáveis por nossos radiotelescópios. As imagens que são mostradas não são
digitais e sim apenas uma representação dedutiva de seu molde.
Pulsar em Remanescente de Supernova Messier 1
Observada pelos chineses no ano 1054, essa supernova dominou o céu boreal
durante alguns meses. Hoje seus restos se expandem a velcidades incríveis e,
em seu coração, bate acelerado um pulsar, uma estrela de neutrons. O pulsar
gira a cada 0.033 segundos e tem algumas milhas de diâmetro. Na imagem é a
mais fraca das duas estrelas geminadas próximas ao centro da nebulosa.
Quasar PKS 2000-330
Aqui podemos ver a diminuta imagem desse,
supostamente, longínquo objeto, situado nos
confins do universo observável
Aglomerados Estelares
A infância de um grupo de estrelas jovens é denominada como aglomerados
abertos. Para o aglomerado das Plêiades (idade estimada em 10E8 anos)
observa-se ainda alguns eventos de perda de massa em algumas de suas
estrelas.
Um outro tipo de aglomerado estelar é chamado aglomerado globular, como o
Omega Centauri. Este tipo é formado por estrelas muito antigas.
FIM
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