O Ciclo de Vida das Estrelas

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O Ciclo de Vida das Estrelas
J. R. Araújo
Ao olharmos o céu durante a noite, vemos belas e pequeninas luminárias ao que chamamos de
estrelas. Essas coisinhas brilhantes sempre impressionaram os homens desde tempos imemoriais.
Alguns viam nas estrelas as luzes das casas dos deuses, outros imaginavam serem as estrelas partes
dos corpos dos próprios deuses, ou o espírito dos antepassados; uns imaginavam serem os olhos de
monstros ferozes, enquanto outros, ainda, se utilizavam das estrelas como indicativo das direções a
serem tomadas nas rotas das viagens marinhas ou terrestres.
Na verdade, nem todas são estrelas; algumas dessas luminárias são nossos vizinhos, os planetas, que,
refletindo a luz recebida do Sol, confundem-se com as estrelas verdadeiras. O nosso Sol é uma
estrela.
Mas o que vem a ser uma estrela?
Fig 01 - Nebulosa Trifid
Quando em algum lugar do Universo,
existe uma imensa quantidade de
matéria, conhecida como nebulosa,
formada de poeira e gás que devido à
grande
força
gravitacional
é
contraída,
o
volume
diminui,
aumentando as colisões e fricções
entre as partículas dessa nuvem de
matéria,
Há
um
aumento
considerável da temperatura e
pressão no interior da nuvem. À
medida que o volume diminui, a
pressão, a fricção e a temperatura
aumentam, até um ponto em que a
nuvem de matéria começa a brilhar.
Nesse momento é chamada de Protoestrela e pode permanecer nessa fase
por uns 50 milhões de anos.
Fig 02 - Nebulosa Binária AB7
Caso a massa da proto-estrela seja pequena (menor que 80 vezes a massa do
planeta Júpiter), ela se tornará uma Anã Marrom, que é um tipo de corpo
celeste escuro, dificilmente visível, pois não emite luz própria nem reflete
luz.
Se a massa da proto-estrela for suficiente, o processo de contração e
aumento de temperatura continua, até que a temperatura no centro atinja
um mínimo de 3 milhões de graus Celcius ( 3,0 x 10 6 ºC), ponto em que
ocorre a fusão nuclear, quando os átomos de Hidrogênio fundem-se uns aos
outros formando átomos de Hélio e liberando uma grande quantidade de
energia. Nesse momento nasce uma estrela.
Fig 03 - Anã Marrom
A grande maioria das estrelas tendo uma massa aproximadamente igual a do Sol percorre uma
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seqüência de desenvolvimento conhecida em Astronomia como Seqüência Principal. Dependendo da
massa inicial, uma estrela pode trilhar a Seqüência Principal ou dois outros caminhos em sua
evolução. Este termo, Seqüência Principal, aparece como uma característica no Diagrama de
Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), assim chamado devido aos cientistas Ejnar Hertzsprung e
Henry Norris Russell que estudaram as relações entre a magnitude, brilho, cor, classe espectral,
massa e temperatura na superfície das estrelas.
Temos acima uma simplificação do Diagrama H-R, onde os valores no eixo vertical toma a
2
luminosidade do Sol como valor comparativo (Sol =1) e temos luminosidades cem vezes maior (10 ),
4
6
-2
-4
dez mil ( 10 ), hum milhão ( 10 ) ou cem vezes ( 10 ), dez mil vezes ( 10 ) menores que a do Sol.
Notemos como próximo da temperatura de 3.000 ºK as estrelas têm baixa luminosidade, típico das
estrelas recém surgidas. À medida que a temperatura aumenta (devido ao incremento da taxa de
energia gerada por fusão), a luminosidade também aumenta. As cores vermelhas denotam baixa
temperatura, enquanto as azuis são muito quentes e as brancas são as mais quentes, com a
temperatura na superfície atingindo 40.000 ºK. Podemos ver ainda como após consumir todo o
Hidrogênio, a estrela (dependendo da massa) se torna uma Gigante Vermelha ou uma Super Gigante,
mantendo a mesma luminosidade, enquanto diminui a temperatura na sua superfície. Isto é devido ao
fato de que quando a estrela aumenta de volume, a sua temperatura superficial é redistribuída por
uma superfície esférica crescentemente maior, diminuindo em conseqüência sua temperatura
superficial média, ao mesmo tempo que mantém a mesma luminosidade ou quantidade de energia
emitida. As anãs são igualmente quentes, embora tenham menor luminosidade devido às suas
dimensões.
No estágio de Gigantes ou Super-gigantes
Vermelhas, as estrelas iniciam a síntese
(por fusão nuclear) dos elementos mais
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pesados, após consumirem todo seu
Hidrogênio combustível. No gráfico ao
lado, temos que bX - corresponde à
dimensão aproximada do raio da Terra
(6.400 Km). O segmento aX - apresenta
uma dimensão típica igual a 5 UA. Uma
Unidade Astronômica (UA), vem a ser a
distância média entre a Terra e o Sol, que
é da ordem de 150.000.000 Km.
A evolução de uma estrela depende muito
de sua massa. Estrelas com uma massa
muito grande têm um ciclo de vida bem
mais curto do que estrelas com uma massa próxima da massa do Sol, as quais têm uma vida ativa
média de 10 bilhões de anos, por exemplo. Assim quanto mais massiva for uma estrela, menor será
seu período de atividade. Os astrônomos e astrofísicos costumam utilizar a massa e a luminosidade do
Sol como parâmetros comparativos.
Estrelas com massa até 1,5 vezes a massa do
nosso Sol alcançam equilíbrio hidrostático e são
estáveis, no que se refere a tamanho, brilho e
luminosidade. Passam 90% de seu período de
existência evolutiva seguindo a seqüência
prevista e ao consumirem todo o seu Hidrogênio
(H), transmutando-o em Hélio (He) via fusão, A
estrela agora é uma Gigante Vermelha, que
aumenta consideravelmente de volume. Nesta
fase começa a síntese do Hélio em Carbono (C)
e sucessivamente em elementos mais pesados
como Neônio (Ne), Oxigênio (O), Silício (Si) até
que o núcleo da estrela seja completamente
formado de átomos de Ferro (Fe) ou Níquel
(Ni), que são elementos muito pesados, estáveis e inertes. Esta é a fase em que a Gigante Vermelha
se torna uma nuvem planetária (termo que nada tem a ver com planetas) quando grande parte da
massa da estrela é expelida e passa a orbitar em torno do centro. Em seguida o núcleo agora formado
quase que inteiramente de Ferro ou Níquel se contrai e a estrela passa a ser uma Anã Branca. Todo
o seu núcleo de Ferro ou Níquel atinge uma temperatura altíssima, muito maior que qualquer outra
estrela, sendo por isso muito brilhante. Eventualmente a estrela perde calor, apaga-se gradativa e
lentamente até ser um corpo inteiramente escuro, de ferro, muito denso; uma estrela anã escura.
Estrelas com massa compreendida entre 1,5 e
3,0 vezes a massa do Sol, alcançam o auge de
temperatura superficial como gigantes azuis (
37.000 ºK ). Após consumir todo o seu
Hidrogênio, transmutando-o em Hélio, se tornam
uma Super-gigante Vermelha, sintetizando
elementos mais pesados num processo muito mais
rápido do que para estrelas menores. A camada
exterior se expande imensamente e ela passa à
fase seguinte, como uma Super-nova que é a
explosão que marca o fim da estrela. Em um
período curto de tempo a estrela emite mais
energia do que foi capaz de produzir em toda sua
existência. O brilho pode atingir uma
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luminosidade de muitos milhares vezes o brilho do
Sol e irradia mais energia do que o conjunto de todas as outras estrelas da galáxia a que pertencem.
Após essa imensa explosão, o núcleo aliviado da imensa pressão anterior outra vez se contrai
violentamente, formando uma Estrela de Nêutrons, com os elétrons se fundindo aos prótons,
formando nêutrons e liberando uma quantidade gigantesca de energia. A estrela que antes media
milhares de quilômetros de diâmetro, agora mede cerca de 8 a 16 Km. apenas, com uma densidade
altíssima, girando rapidamente em torno do próprio eixo (rotação). Nos casos em que exista um forte
campo magnético, a Estrela de Nêutrons é chamada de Pulsar.
Quando a massa é maior que 3,0 vezes a massa do
Sol, o processo é semelhante ao descrito acima,
exceto que após a explosão da Super-nova, a
contração devida ao campo gravitacional gerado
pela imensa quantidade de massa é tão violenta
que todo sistema entra em total colapso e torna-se
uma Singularidade, um Buraco Negro.
Este é o caso mais dramático de todos, envolvendo
todo o processo de nascimento e morte de uma
estrela. As forças envolvidas são inimagináveis,
desde a Proto-estrela, até a formação de uma
Estrela Escura, uma Estrela de Nêutrons ou um
Buraco Negro, o espetáculo é de rara beleza.
Na figura ao lado tudo que restou da explosão final de uma
estrela em Cassiopéia lançando bilhões de toneladas de matéria no
espaço cósmico.
Nas explosões das Supernovas, muitos elementos sintetizados no interior
das estrelas são ejetados para o espaço. São elementos como
Fig 04 - Cassiopéia
Hidrogênio, Hélio, Carbono, Nitrogênio, Oxigênio, Sódio, Potássio,
Cloro, Magnésio, Cálcio, Enxofre, Berílio, Manganês, Cobre, enfim, todos os elementos que compõem
a vida. Não é exagero dizer que a matéria prima da vida é totalmente produzida nas estrelas e que
todos nós, organismos viventes somos, por extensão, produtos de um lugar e de um passado bem
distante: todos filhos das estrelas.
Recife,
15/04/2006
Créditos
Fig 03 - concepção artística de Pat Rawlings em artigo
da edição da Scientific American de 21/ 05/ 2000
"The Discovery of Brown Dwarfs" por Gibor Basri
Fig 01 - davesspacepage.250free.com/
Fig 02 - davesspacepage.250free.com/
Fig 04 - foto Nasa/ JPL-Caltech /O.Krause (Stewartd observatory) davesspacepage.250free.com
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