INT R ODU ÇÃO À AS TR ONOMIA AGA-210 6. Estrelas V

I NT R ODU ÇÃO À AS T R ONOMI A
AGA-2 10
6 . E s t r elas
V. E volução após a S eqüência P r i ncipal
(NAS A – H ubbl e S pace T el es cope)
Nebul os a do E s qui mó (em Gêmeos ):
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I AG/U S P
E NOS P I CAZ Z I O
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
6. Est r elas
V. Evolução após a S eqüência Pr incipal
As estrelas permanecerem na Seqüência Principal a maior parte de suas vidas. Elas abandonam
a SP para morrerem. As estrelas de maior massa morrem mais rápido e de forma catastrófica.
Nas seções seguintes discutiremos as razões e as conseqüências dessa saída da SP.
6.18 A razão da saída
Como vimos, à medida que o hidrogênio vai sendo consumido na fusão, um caroço de hélio
vai se formando no núcleo da estrela. A massa da estrela determina o tempo de vida e os
caminhos de sua evolução. Se a massa for suficientemente grande para promover temperaturas
cada vez mais elevadas na região central, a fusão nuclear (formação de elementos pesados a
partir de elementos mais leves) continua até a formação do Fe. A partir daí, as reações são
endotérmicas25, isto é, absorvem energia ao invés de liberar. Ele age como um “extintor de
fusão”, levando o núcleo à destruição. Estrelas de grande massa, quando chegam nesta fase
morrem de forma catastrófica. Simplificadamente podemos dizer que estrelas de pequena
massa morrem brandamente, enquanto estrelas de grande massa morrem catastroficamente.
Nem todo o calor gerado na fusão do hidrogênio é liberado para o espaço, parte dele é
absorvido pelo material interno fazendo a temperatura local aumentar. Esse aumento de
temperatura provoca aumento de pressão, altera o equilíbrio entre as pressão interna (do gás
contido abaixo da camada) e externa (do gás que está acima da camada) e faz com que a estrela
se expanda. Como a expansão provoca queda de temperatura e pressão, a estrela se contrai.
Esse processo tem fim quando as forças se equilibram, e a estrela se ajusta á nova
circunstância. Durante a evolução a estrela passa várias vezes por essa situação.
O tempo aproximado de permanência na SP é t SP = 1010 / M 2 [anos] , com M em massa
solar (M = 1 para o Sol). Para estrelas parecidas com o Sol, o tempo na SP é de 10 bilhões de
anos. Durante esse período o hidrogênio do núcleo vai sendo transformado em hélio, a
temperatura média permanece aproximadamente a mesma, mas a luminosidade aumenta
lentamente com o tempo.
Quando o hidrogênio disponível para a fusão se extingue (caso das estrelas de pequena
massa), ou quando a temperatura central aumentar o suficiente para propiciar a fusão do hélio
(caso de estrelas de maior massa), a estrela abandona a SP e sofre mudanças na estrutura e na
luminosidade.
6.19 Evolução de estrelas de até aproximadamente 11 massas solares
O Sol já se encontra na SP há 4,6 bilhões de anos. Sua temperatura superficial é praticamente a
mesma que tinha quando entrou nessa fase, mas seu brilho é cerca de 30% maior que o daquela
época. Com o passar do tempo, a composição química sofrerá mudanças: a quantidade de
hidrogênio diminuirá e a de hélio aumentará. A estrutura interna será a de um núcleo de hélio
(crescente) circundado por uma camada hidrogênio em fusão (Figura 6.31).
25
Há outros elementos cuja fusão é endotérmica, mas o núcleo do Fe é tão compacto que não se obtém energia
energia fundindo-os em elementos mais pesados.
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Figura 6.31 Esquema (fora de escala) da estrutura interna de uma
estrela da Seqüência Principal, convertendo hidrogênio em hélio.
A elevação gradativa de temperatura do núcleo de hélio aumenta a taxa de geração de
fusão nuclear do hidrogênio na camada circundante. Após cerca de 10 bilhões de anos, esse
aumento de temperatura provocará uma elevação brutal da pressão e a estrela sofrerá uma
expansão gigantesca. Com a expansão, a superfície aumenta e a temperatura superficial
diminui. A estrela torna-se uma gigante vermelha, uma estrela de baixa temperatura mas de
alta luminosidade. Betelgeuse ( α de Órion) e Antares (α do Escorpião), ambas 400 vezes
maiores do que o Sol, são dois exemplos. Quando isto acontecer com o Sol, sua superfície
ultrapassará a órbita da Terra!
No diagrama HR esta fase da evolução estelar é ilustrada através de um movimento em
direção ao canto superior direito, onde se localiza o ramo das gigantes e das supergigantes.
As diferenças de densidade numa gigante vermelha são brutais: enquanto o seu núcleo de
hélio tem cerca de 100.000 g/cc (no Sol é 150 g/cc), suas camadas mais externas estão têm
cerca de 10-6 g/cc (1 milionésimo da densidade da água), ou seja, uma diferença de 100 bilhões
de vezes. Uma gigante vermelha tem duas fontes de energia atuando simultaneamente: o
caroço está sendo aquecido pela conversão de energia gravitacional (contração) e o envelope
está é aquecido pela fusão nuclear do hidrogênio na camada acima do caroço.
A contração do caroço cessa quando a pressão dos elétrons torna-se degenerada. Isto se
deve ao fato de que em ambientes de densidade tão elevada como as encontradas no núcleo, o
gás entra em um novo estado da matéria cujas propriedades são governadas por leis da
mecânica quântica ao invés da mecânica clássica. Por um momento, a pressão do gás no núcleo
não é controlada pela temperatura (como no caso de um gás perfeito), com isso a temperatura
cresce rapidamente mas a pressão não.
Em uma estrela de baixa massa, a queima inicial do hélio é caracterizada por uma
instabilidade de curta duração chamada clarão de hélio (helium flash), uma espécie de reação
nuclear violenta e descontrolada como a de uma bomba. Nessas circunstâncias a fusão ocorre
explosivamente. Quando o gás degenerado volta ao estado de gás perfeito, sob temperatura tão
elevada a pressão sofre instantaneamente um crescimento brutal, e o interior da estrela
expande-se de forma semelhante ao de uma explosão. Essa expansão súbita provoca a queda da
pressão e da temperatura e a estrela volta a se contrair até estabelecer o equilíbrio. A partir daí,
a queima do hélio se processa normalmente. Devido a elevada densidade da matéria a energia
liberada por esse processo acaba sendo absorvida no interior da estrela. Por isso o helium flash
é um fenômeno interno, isto é não se reflete nas partes externas da estrela.
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Figura 6.32 Esquema (fora de escala) da estrutura de uma estrela de uma massa
solar quando a fusão do hélio se estabelece.
Após o helium flash a fusão nuclear estabiliza-se, e passa a transformar hélio em
carbono:
4
He+ 4 He→8 Be + energia
8
Be+ 4 He→12 C + energia
ou seja, três núcleos de hélio (também chamados partículas alfa26) são fundidos para formar
um núcleo de carbono, podendo ter como produto intermediário um núcleo instável de berílio.
Quando as reações de hélio se estabelecem a estrela sofre variação de luminosidade e
temperatura. No diagrama HR essas alterações se refletem num movimento quase horizontal
em direção à SP. Nesta fase a estrutura interna da estrela será aquela indicada na Figura 6.32.
Com a fusão do hélio, um núcleo de carbono vai sendo formado no centro, a estrela sofre
expansão e contração, que implicam em variações de luminosidade e temperatura superficial.
Com a compressão do núcleo de carbono ocorrerá a reação entre o carbono e o hélio, formando
o oxigênio:
12
C + 4 He→16 O + energia .
Assim o núcleo de carbono será enriquecido com oxigênio.
Para haver fusão do carbono é necessário uma temperatura mínima de 600 milhões K. O
núcleo de uma estrela com uma massa solar jamais atinge essa temperatura, logo a geração de
energia dessa estrela ficará a cargo da fusão do hélio e do hidrogênio nas camadas superiores.
Durante a fase final de vida essa estrela sofrerá pulsações radiais crescentes, contraindose e expandindo-se periodicamente, podendo perder as camadas mais externas por ejeção,
criando assim uma nebulosa planetária. Essa nebulosa com rapidez, de 20 a 30 km/s,
tornando-se gradativamente mais rarefeita e fria até dispersar-se pelo espaço interestelar. Este é
um mecanismo de enriquecimento do espaço interestelar com elementos sintetizados nas
estrelas. A Nebulosa do Esquimó (figura da capa) é um exemplo; no centro está a estrela.
26
O termo partícula alfa foi criado pelos físicos nucleares na época em que o núcleo de hélio era desconhecido.
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Figura 6.33 Trajeto de vida de
uma estrela com 1 massa solar,
no diagram HR.
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Figura 6.34 Modelo de nova (Adaptado de Robbins, 1995, fig.
19-6, pág. 411)
A estrela remanescente, agora com cerca de metade da massa original, contrai-se muito
podendo atingir um raio equivalente a 1% do raio solar (cerca de 10.000 km!). Seu brilho
provém da energia armazenada das reações nucleares (que já cessaram), agora ela é uma estrela
muito pequena, de cor branca e temperatura superficial elevada, conhecida como anã branca.
À medida que a energia vai se esvaindo, a temperatura vai caindo, a cor vai se tornando
amarelada, depois avermelhada até definhar definitivamente e se tornar uma anã negra, um
objeto com praticamente o tamanho da Terra (portanto muito denso porque a massa é bem
maior que a terrestre) e frio no espaço. A massa de uma anã branca jamais ultrapassa 1,4
massas solares. No diagrama HR, o trajeto evolutivo de uma estrela com uma massa solar é
ilustrado na Figura 6.33.
No entanto, se a anã branca pertencer a um sistema binário um novo fenômeno pode
acontecer. Se a distância entre as duas estrelas for relativamente pequena, parte da matéria
(hidrogênio e hélio) da superfície da companheira, uma estrela da SP, escoa para a superfície
da anã branca. O choque desse gás escoado com a superfície da anã branca pode elevar a
densidade e a temperatura a valores suficientemente elevados para detonar um processo
violento de fusão do hidrogênio, provocando um clarão explosivo súbito. O brilho é tão intenso
que, visto de longe, fenômeno simula o surgimento de uma estrela nova. Por isso, a estrela é
chamada nova. Se o processo for recorrente, teremos uma nova recorrente.
Nesse processo uma parcela da massa da estrela é ejetada para o espaço a velocidades
elevadas. Uma nova típica ejeta apenas cerca de 0,0001 massa solar, 1 milésimo da massa
ejetada por uma nebulosa planetária.
6.20 Evolução de estrelas com mais de 11 massas solares
Ao nascerem, essas estrelas caminham mais rapidamente para a Seqüência Principal,
abandonam mais cedo esta fase, evoluem e morrem mais depressa. Quanto maior a massa, mais
curta a vida da estrela. Mas a característica mais peculiar delas é a maneira como morrem.
Enquanto o Sol permanece cerca de 10 bilhões de anos na SP, uma estrela do tipo B com
5 massas solares abandona a SP em apenas 100 milhões de anos. Uma estrela O de 10 massas
solares fica na SP só 20 milhões de anos. Essa tendência de evolução rápida também acontece
após a SP. A razão é que quanto maior for a massa, mais intensa será a contração gravitacional,
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que, por sua vez, provocará maior pressão e maior temperatura da região interna. Em síntese,
são as condições físicas que controlam os processos internos e a longevidade da estrela.
O trajeto das estrelas rumo à região das gigantes depende da massa. As estrelas de menor
massa caminham para ramo das gigantes quase que verticalmente, com a luminosidade
variando muito mais que a temperatura. Já as estrelas de maior massa movem-se quase que
horizontalmente, com a temperatura variando muito mais que a luminosidade.
Após a fusão do hélio as estrelas de grande massa promovem a fusão dos elementos mais
pesados, na ordem crescente de massa atômica, isto é, carbono (12C), oxigênio (16O), neônio
(20Ne), magnésio (24Mg) e silício (28Si), tarminando no ferro (26Fe). A partir de então não há
mais fusão atômica no núcleo. Estas reações ocorrem em camadas concêntricas (como numa
cebola), quanto mais interna a camada, mais pesados são os elementos. As temperaturas e os
tempos de exaustão para cada caso são mostrados na Tabela 6.7.
Fonte de energia
Fusão do hidrogênio
Fusão do hélio
Fusão do carbono
Fusão do neônio
Fusão do oxigênio
Fusão do silício
Temperatura
(milhões K)
Tempo para exaustão
15
170
700
1.400
1.900
3.300
10 milhões anos
1 milhão anos
1.000 anos
3 anos
1 ano
1 dia
Tabela 6.7 Temperaturas necessárias para ocorrência de fusão nuclear e tempo de
exaustão do combustível nuclear para estrelas com 20 massas solares (Adaptado de
Robbins, 1995, Tabela 18-1, pág. 391)
6.20.1 Estrelas de 11 a 50 massas solares
À medida que os elementos mais leves vão sendo consumidos nas diversas camadas, o núcleo
de ferro vai crescendo gradativamente até atingir um valor limite equivalente à cerca de 1,4
massas solares. Quando isso acontece a estrela implode. Simplificadamente falando, cessando
as reações de fusão a produção de energia cessa e a pressão interna não é mais suficiente para
contrabalançar o peso das camadas externas. Então subitamente a estrela perde o equilíbrio e
implode, isto é, cai sobre si mesma. Isto faz com que a temperatura do núcleo de ferro atinja
temperatura da ordem de 10 bilhões K, suficiente para fragmentar os átomos de ferro até
restarem apenas prótons e nêutrons. Esse colapso acontece em cerca de 1/10 de segundo!
Toda a energia gravitacional dissipada nesse processo funde elétrons com prótons, formando
nêutrons e liberando grande quantidade de neutrinos (partícula subatômica que se move com a
velocidade da luz). Neste estágio a densidade é altíssima e a estrela continua colapsando com
rapidez que chega a cerca de 15% da velocidade da luz. Ao atingir o núcleo de nêutrons essas
camadas retrocedem em direção à superfície (de onde vieram) formando uma onda de choque
que, combinada com o fluxo de neutrinos, explodem as camadas superiores com brutal rapidez
(20.000 km/s). Nessa fase explosiva ocorrem as reações de fusão que acabam produzindo os
elementos químicos mais pesados que o ferro. Esse material reprocessado enriquece o espaço
interestelar. O caroço interno colapsou até um tamanho aproximado de 200 km de diâmetro, e
tem entre 1,4 e 3 massas solares.
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Esse fenômeno explosivo, conhecido por supernova tipo II, libera tanta energia que
pode ser visto a distâncias enormes, até mesmo quando ocorre em outras galáxias. Estas
supernovas podem brilhar mais que toda a galáxia em que se encontra. Um dos exemplos mais
famosos é a Nebulosa do Caranguejo, resultante da explosão de uma supernova observada
pelos chineses em 1054 a.C. (Figura 6.35A). Em nossa galáxia, Via Láctea, a média de
ocorrência de supernovas e de uma a cada 50 anos.
O objeto que resta dessa explosão é constitjído de nêutrons, tem tipicamente de 1,5 a 2
massas solares, tamanho entre 20 e 80 km e densidade elevadíssima. É uma estrela de
nêutrons. Na realidade não é bem uma estrela porque parou de gerar energia. Essa estrela gira
muito rápido e tem campo magnético enorme. A rotação rápida e o elevado campo magnético
resultam da contração: quanto mais a estrela contraia, mais rápido ela girava (lei de
conservação do momento angular27), e mais concentrado ficava seu campo magnético. A
rotação desse campo magnético intenso produz um campo elétrico intenso na superfície da
estrela, que gera um jato de radiação ao longo do eixo do campo magnético. Se os eixos do
campo magnético e de rotação não coincidirem a estrela comporta-se como um farol giratório
e parece pulsa (lembre-se da lanterna giratória de uma ambulância vista de longe). Por essa
razão esse objeto foi batizado com o nome pulsar28(Figura 6.35B).
Figura 6.35 (A) A Nebulosa do Caranguejo é o que restou da explosão (supernova) observada pelos chineses
no ano 1054 a.C. No centro da nebulosa está a estrela de nêutrons (Observatório de Monte Palomar / AAO).
(B) Ilustração da estrutura de uma estrela de nêutrons. Quando o facho de radiação aponta para a nossa direção
vemos um pulso (adaptado de Astronomy Today, Chaisson & McMillan).
6.20.2 Estrelas com mais de 50 massas solares
Estrelas com massa entre 50 e 100 massas solares brilham tanto quanto 100 mil a 1 milhão de
sóis durante suas vidas breves. Essas estrelas perdem tanta massa durante a fase de Seqüência
Principal que ao sairem dela restam-lhes apenas um núcleo de hélio. Estas estrelas as WolfRayet, que têm evolução semelhante às estrelas com 11 a 50 massas solares. A diferença é que
27
L = I × ω; L é momento angular, I é momento de inércia e V é velocidade angular. Para uma esfera sólida, I =
(2/5) × M × R2. Se R diminui (contração), I diminui e ω aumenta porque L é constante (conservação).
28
Quando observado pela primeira vez em 1967 por Jocelyn Bell, o pulsar CP 1919, foi apelidado LGM (sigla
para Little Green Man), uma referência jocosa a um sinal codificado e enviado por Pequeninos Homens Verdes
pertencentes a uma civilização extraterrestre.
A
B
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o núcleo de ferro formado posteriormente é tão maciço que, após a implosão que dá origem
uma supernova tipo Ib, o colapso gravitacional não termina formando uma estrela de nêutrons,
O colapso continua indefinidamente criando um objeto tão maciço, com campo gravitacional
tão intenso, que nem a luz consegue escapar. Esse objeto escuro, denominado buraco negro, é
uma espécie de ralo cósmico que suga a matéria circunvizinha bem próxima a ele.
Essa proximidade perigosa é delimitada por uma distância denominada raio de
Schwarzschild: quanto maior a massa do buraco negro, maior é esse raio. Por exemplo, se o Sol
se transformasse num buraco negro (coisa que jamais ocorrerá), o raio de Schwarzschild seria 3
km. De dentro dessa região nada escapa, nada se vê, por isso esse limite é denominado
horizonte dos eventos. Caso isso acontecesse com o Sol, a Terra prosseguiria normalmente em
seu movimento órbital porque ela estaria muito além do raio de Schwarzschild.
Embora o buraco negro não possa ser visto diretamente há evidências observacionais
que o denunciam. A primeira é a radiação emitida pela matéria que está caindo nele, em
altíssima velocidade. Antes de penetrar o raio de Schwarzschild a matéria sofre efeitos brutais
de maré e colisões tão violentas que se aquece tanto a ponto de emitir raios-X. A segunda
evidência é o desvio da luz que passa pelas proximidades do buraco negro provindas de fontes
distantes. A Teoria da Relatividade prevê a distorção do espaço e do tempo pela massa. Isso
pode ser exemplificado por uma hipotética mesa de bilhar que pudesse ser deformada (Figura
6.36). Apesar de mover-se em linha reta, a bola faz um trajeto curvo quando passa pela
deformidade. A mesma coisa ocorre com o fóton: ele se propaga em linha reta mas num espaço
curvado pela concentração de massa, por isso muda de direção. Nessa concepção relativística,
os planetas caminham em linha reta no espaço curvado pelo Sol. Na visão newtoniana, os
planetas orbitam o Sol em trajetórias curvas por causa da força gravitacional. A Figura 6.37
ilustra um modelo de buraco negro formado num sistema binário.
Figura 6.36 Alteração do trajeto de uma bola de bilhar em
virtude da curvatura da plano da mesa. Na situação a) ela movese em linha na direção da caçapa da esquerda. Na situação b) ela
continua movendo-se em linha reta mas é desviada para a caçapa
da direita porque a superfície é curvada (Adaptado de Robbins,
1995, fig. 19-28, pág 425).
Figura 6.37 Um buraco negro pode ser
observado através da radiação X emitida
pelo gás aquecido em queda. No caso a
estrela que se tornou um buraco negro
suga a matéria expelida por sua
companheira,
uma
gigante
azul.
(Adaptado de Robbins, 1995, fig. 19-29,
pág. 425).
A Figura 6.38 resume o que foi discutido anteriormente. Estrelas com massa entre 0,8 e
11 massas solares, entram na SP como tipos B, A, F ou G, produzem nebulosas planetárias e
terminam como uma anãs brancas. Estrelas com massa intermediária, entre 11 e 50 massas
solares, iniciam como estrelas tipos O ou B, produzem supernovas tipo II e terminam como
estrelas de nêutrons. Estrelas maciças entram na SP como tipo O, passam pela fase de WolfRayet, produzem supernovas tipo Ib e terminam como buracos negros.
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Figura 6.31 Ilustração simplificada da evolução de estrelas de diferentes massas, após abandonarem a
Seqüência Principal. (Adaptado de I. Iben Jr e A.V.Tutukov, Sky & Telescope, dezembro/97, pág.39)
6.21 O ciclo da evolução estelar
Embora parte do material usado nas reações termonucleares seja transformado em energia, as
estrelas reciclam continuamente a matéria. A cada nova geração nascem estrelas com
composição química mais enriquecida por elementos mais pesados. Das estrelas antigas,
deficientes de material pesado, às estrelas jovens, ricas em metais, observamos o processo de
enriquecimento em ação. O Sol, uma estrela jovem rica em metais, é um produto de muitos
ciclos. Nós também somos. Sem os elementos produzidos no interior de supernovas a vida não
existiria. Somos, portanto, formados de poeira estelar.
Referências
R.R.Robbins, W.H.Jefferys, S.J.Shawl (1995), Discovering Astronomy, John Wiley & Sons, Inc.
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