Quando as estrelas morrem Amanda Goldani Rodrigues Peixoto

Quando as estrelas morrem
Amanda Goldani Rodrigues Peixoto
Administração – Manhã
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Você já parou para se perguntar o que são as estrelas, se elas permanecerão iguais para
sempre ou se algum dia irão “morrer”? Se já fez isto sabe porque este é um assunto tão
fascinante e que inspira curiosidade, uma curiosidade de descobrir cada vez mais sobre o
nosso universo e de conhecer coisas que só pensamos existir em nossa imaginação, pois,
como afirmou Albert Einstein, “o pensamento lógico pode te levar de A à B, mas a
imaginação te leva a qualquer lugar do universo” e, talvez, o que imaginamos possa existir em
algum ponto longínquo e momentaneamente intangível para nós seres humanos; contudo, se
você nunca tentou responder tais perguntas, em poucas linhas irá entender porque conhecer,
mesmo que uma pequena parcela do universo, é tão magnífico e surpreendente. Por isso, o
motivo pelo qual foi feita a escolha desta temática resume-se ao fato de que o céu está a todo
o momento ao alcance de nossos olhos, nos instigando uma vontade de conhecer o que está
“lá fora” esperando para ser descoberto ou compreendido; assim, conhecer um pouco sobre a
evolução da vida de uma estrela deve ser tão fantástico como quase poder tocá-la – por mais
que isso seja completamente desaconselhável e impossível. Dessa forma, pondo de lado as
divagações, o presente artigo visa, primeiramente, tentar conceituar de forma breve o que são
estrelas e explicar o que é considerado a sequência principal das mesmas; bem como
demonstrar a evolução final de estrelas com diferentes massas; o que são as chamadas
explosões de supernovas e porque ocorrem; e, por fim, o que delas se originam.
Sendo assim, podemos afirmar que estrelas são corpos celestes que emitem radiação,
em forma de luz e calor, através da produção de energia por fusão nuclear. A fusão nuclear de
uma estrela inicia-se quando o núcleo desta adquire calor suficiente para que possa
transformar quatro átomos de hidrogênio em um átomo de hélio, produzindo energia. Sendo
que enquanto a estrela permanecer queimando hidrogênio em seu núcleo, esta permanecerá
estável, pois a pressão nuclear (ocorrida de dentro para fora) e a pressão gravitacional
(ocorrida de fora para dentro) estarão em equilíbrio hidrostático, ou seja, não permitirão que a
estrela entre em colapso. Por isso, podemos chamar esta fase em que há estabilidade e
produção de hélio no núcleo da estrela de sequência principal; fase que terminará quando
cerca de 10% da quantidade total do hidrogênio existente na estrela for consumido.
Assim, quando a estrela – após ter passado pelas fases de gigante e supergigante, ou
ter se tornado uma Wolf-Rayet – não for mais capaz de realizar fusão nuclear, podemos
afirmar, então, que esta “morrerá”. Mas, a partir deste momento, conforme Oliveira e Saraiva
(2004):
O destino final das estrelas, depois de consumir todo o seu combustível
nuclear, depende de duas coisas: primeiro, se a estrela é simples ou se faz
parte de um sistema binário ou múltiplo (...); e segundo, de sua massa inicial.
Considerando apenas sua massa, se a estrela possuir menos de 0,81 massas solares ela
ainda não evoluiu para além da sequência principal – isto porque estrelas com esta quantidade
de massa precisam de mais tempo do que a idade do universo, estimada em 13,7 bilhões de
anos, para queimar todo o hidrogênio presente em seu núcleo, considerando, ainda, que
quanto maior for a massa da estrela, mais rápido ela queimará seu combustível; conforme a
equação abaixo:
Podemos perceber, então, que seriam necessários, no mínimo, 15 bilhões e meio de
anos para que a sequência principal destas estrelas com menos de 0,8 massas solares
terminasse. Dessa forma, para complementar a informação acima, também, podemos afirmar
que o Sol levará 10 bilhões de anos para passar pela sequência principal, que a estrela Rigel,
com 18 massas solares, levará cerca de 31 milhões de anos e que, para as estrelas Wolf-Rayet,
este período poderá durar de 16 milhões, se a estrela possuir 25 massas solares, à 1 milhão de
anos, se a estrela possuir 100 massas solares.
Mas, retornando às diferenças evolutivas de uma estrela, se esta possuir entre 0,8 e 10
massas solares se tornará uma anã-branca; se possuir entre 10 e 25 massas solares, a estrela
explodirá como uma supernova do tipo II e terminará como uma estrela de nêutrons; e, por
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Uma massa solar corresponde à 1,9891 x 1030 kg ou mais do que 300 mil Terras. Portanto, este tipo de estrela
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– com menos de 0,8 massas solares – possuirá, no máximo, 1,59128 x 10 kg.
fim, se possuir entre 25 e 100 massas solares originará ao final de sua evolução um buraco
negro. Contudo, se a estrela iniciar sua vida com mais de 100 massas solares, “ela ejetará a
maior parte de sua massa ainda na sequência principal (...) e depois evoluirá como uma estrela
de até 100 massas solares” (Oliveira e Saraiva, 2004).
Figura 1 – Evolução de estrelas com diferentes massas
Por conseguinte, nem todas as estrelas destinadas a se tornarem anãs-brancas
permanecem como tal: se estas estrelas constituírem um sistema binário ou múltiplo, existe a
possibilidade de que a estrela companheira transfira uma parcela de sua massa para a anãbranca durante seu período de gigante vermelha, que ocorre após a sequência principal,
quando o núcleo já não mais queima hidrogênio e se contrai enquanto as camadas externas
expandem-se, fazendo com que a
luminosidade da estrela aumente e sua
temperatura superficial caia enquanto
o núcleo se aquece (conforme o
diagrama H-R, ao lado, que demonstra
a
relação
existente
entre
a
luminosidade de uma estrela e sua
temperatura superficial). Assim, se,
com a transferência feita pela estrela
companheira, a massa da anã-branca
ultrapassar
a
de
Chandrasekhar
(correspondente ao limite de massa suportável por uma anã-branca) ela explodirá como uma
supernova tipo Ia. Sendo que o aumento da quantidade de calor da estrela a uma temperatura
extrema em decorrência à transferência de massa causará a queima explosiva do carbono,
fazendo, consequentemente, com que sejam produzidos diversos elementos químicos e,
principalmente, uma grande quantidade de átomos de ferro que serão liberados no espaço
após o colapso da antiga anã-branca.
Entretanto, é com as estrelas de massa superior a 10 massas solares – conhecidas como
estrelas massivas ou supermassivas – que as supernovas acontecem mais frequentemente:
existem registros da ocorrência de supernovas desde 1300 a.C.; em 1987, por exemplo, a
explosão da estrela Sanduleak foi a primeira visível a olho nu desde 1604, permitindo,
também, a primeira detecção dos neutrinos emitidos durante a explosão. Nessas estrelas
destinadas a se tornarem supernovas, mesmo com o término da sequência principal, a
temperatura nuclear é extremamente alta – cerca de bilhões de graus Kelvin –, permitindo que
os elementos presentes na Tabela Periódica sejam produzidos sucessivamente a partir do hélio
e do carbono até o ferro. Sendo que quando constitui-se de ferro, Oliveira e Saraiva (2004)
afirmam que:
O núcleo [da estrela] colapsa violentamente em alguns segundos, sob o peso
de sua própria atração gravitacional, sem ter outro combustível para liberar
energia nuclear. As camadas superiores, contendo aproximadamente 90% da
massa colapsam, então, sobre este núcleo e, após o comprimirem até o limite
das leis físicas, são empurradas para fora com velocidade de milhares de
quilômetros por segundo.
Dessa forma, podemos observar uma supernova do tipo Ib, desde que a estrela de que
teve origem seja uma Wolf-Rayet, ou seja, uma estrela supermassiva envolta por camadas de
gás e poeira ejetadas pela mesma; ou uma supernova do tipo II – mas é importante ressaltar
que a principal diferença entre os tipos de supernovas existentes é que as do tipo I não
apresentam hidrogênio e as do tipo II, sim. Assim, o que restar destas supernovas será,
respectivamente, um buraco negro ou uma estrela de nêutrons.
As estrelas de nêutrons se originam de supernovas de estrelas de tamanho
intermediário (com 10 a 25 massas solares): a enorme pressão gravitacional originada pela
explosão das camadas externas da estrela força os elétrons livres para dentro dos núcleons e, a
partir do decaimento beta inverso, elétrons e prótons transformam-se em nêutrons e liberam
uma gigantesca quantidade de neutrinos; conforme o processo abaixo:
Deste modo, exemplos de estrelas que podem se tornar estrelas de nêutrons após
explodirem como supernovas são as estrelas Rigel e Betelgeuse, ambas localizadas na
constelação de Órion. Já os buracos negros surgem das antigas estrelas Wolf-Rayet que
explodiram como supernovas; estes possuem um imenso campo gravitacional do qual nem a
luz é capaz de escapar; sendo que uma estrela candidata a tornar-se um buraco negro é
Cygnus X-1, situada na constelação de mesmo nome.
Portanto, as estrelas não são apenas simples pontos brilhantes que iluminarão a noite
para todo o sempre, mas, sim, uma miríade de “pontos” brilhantes extremamente complexos e
fascinantes que algum dia, por motivos já explicados, deixarão de brilhar. Além disso, as
estrelas, a partir de seu entendimento, também nos permitem conhecer um pouco mais sobre a
história do nosso universo, pois é em seu núcleo que, em decorrência de fusões nucleares,
diversos elementos químicos que poderão originar outras estrelas, planetas e até nós, seres
humanos, são sintetizados; porque definitivamente, como afirmou Carl Sagan, “somos feitos
de poeira de estrelas”.
REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS:
Física
e
Astronomia.
Acesso
em
novembro
de
2011.
Disponível
em
<http://www.knoow.net/cienciasexactas/fisica/estrela.htm>.
OLIVEIRA, Kepler de. Novas, supernovas e hipernovas. Acesso em novembro de 2011.
Disponível em <http://astro.if.ufrgs.br/evol/node51.htm>.
___________________; SARAIVA, Maria de Fátima. Evolução final das estrelas. Acesso
em novembro de 2011. Disponível em <http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node14.htm>.
____________________________________________. Astronomia e Astrofísica. Livraria
da Física: São Paulo, 2004.