Nebulosas e a evolução de estrelas - if

Nebulosas e a
evolução de estrelas
Uma vez que a estrela está formada, existe uma série de
fatores a ser considerada para entender o que acontece
com a estrela deste ponto em diante.
MASSA – quanto combustível a estrela tem para realizar
fusão de núcleos de H em núcleos de He ?
LUMINOSIDADE – qual a taxa de consumo da energia
liberada pelas reações nucleares?
TEMPERATURA – é fator preponderante na luminosidade
L∝ R T
2
4
O diagrama HR é um gráfico de temperatura e
luminosidade que é usado para representar as estrelas
quanto a essas características essenciais.
Estrelas que se formam com muita massa têm
temperaturas elevadas e alta luminosidade. Consomem
muita energia para manterem-se acesas.
Spica, alpha virgo
Luminosidade: 13 400 * Sol
Massa: 10.9 * Sol
Diâmetro: 7.34 * Sol
Temperatura: 22 400 K
Já estrelas que se formaram com menos massa têm
temperatura e luminosidade menos elevadas e não consomem
tanta energia para se manterem acesas.
Já vimos que a fonte de energia que mantêm as estrelas
acesas tem origem no processo de fusão nuclear que
ocorre no centro das estrelas.
Enquanto uma estrela funde H em He, dizemos que a
estrela está na “seqüência principal”
Representação de estrelas da seqüência principal, por grupo espectral.
mas o combustível uma hora acabará, e então?
As estrelas ao saírem da seqüência principal podem seguir
diversos caminhos.
De acordo com sua massa, ao término do H para ser
convertido em He, a estrela terá uma determinada morte.
Vejamos mais
detalhadamente cada
estágio de evolução
possível.
As mortes das estrelas
Já vimos nas tabelas anteriores que, de acordo com sua massa, ao
fim da sequência principal, as estrelas seguem caminhos distintos.
Vamos espiar cada um desses possíveis caminhos.
Ao término do H para ser convertido em
He no caroço, a estrela não suporta o peso
das camadas mais internas que colapsam,
aumentando a temperatura e realizando
fusão nas camadas mais externas da
estrela.
A partir daí aumenta a luminosidade e há
maior liberação de energia. A estrela se
expande de modo que as camadas mais
externas ficam mais frias. É o estágio
gigante vermelha.
Betelgeuse – gigante
vermelha.
Dependendo das possibilidades térmicas da estrela, esse
processo vai se repetindo até que o núcleo dela se torne de
um elemento pesado demais para ser fundido.
Se a estrela não for muito gordinha, a fusão vai só até He
em C no seu caroço e depois ela expulsa todas as suas
camadas externas, virando uma nebulosa planetária.
Nebulosa planetária, um dos
estágios da morte de estrelas
como o Sol
Depois da fase de nebulosa planetária, em que os seus restos de
camadas vão se desfazendo, ela se torna uma anã branca, que é
uma estrela muito quente e muito densa.
Não há mais reações nucleares neste estágio.
Sirius B – abaixo, à esquerda,
anã branca companheira de
Sirius A
Concepção artística de uma anã branca, cuja parte
mais central é um diamante gigantesco.
1 colherinha de anã branca = 1 Tonelada
Mas se a estrela for mais gordinha, a ponto de fundir C em O no caroço,
etc - quando o ciclo chega ao fim, a expulsão é ainda mais violenta que
em uma nebulosa planetária, é a chamada supernova.
Supernova observada em 1987 na Grande Nuvem de Magalhães
O que sobra de uma supernova costuma ser uma estrela de
nêutrons – objeto muito quente e que tem grande rotação.
Mas se a estrela for massuda mesmo, capaz até de formar Fe nas
suas reações nucleares, a queda das camadas sobre o centro ao fim
do combustível é violenta demais e forma-se um buraco negro.
Concepção artística de um
buraco negro.
O buraco negro é um objeto tão denso, tão denso, tão denso...
(muita massa num volume muito pequeno) que a velocidade de
escape é maior que a velocidade da luz.