Lição 25 – A Morte das Estrelas

Introdução à Astrofísica
Lição 25 – A Morte das Estrelas
Nós já falamos a respeito da evolução das estrelas com massas próximas a
do Sol. Vimos que no fim de suas vidas, essas estrelas formarão as nebulosas
planetárias. Agora, vamos olhar com mais atenção para a formação desses
fascinantes objetos astronômicos e explorar o fim das estrelas de grande
massa.
Em uma nebulosa planetária, a remanescente da estrela é uma anã branca
que ocupa o centro da nebulosa.
Essa é a nebulosa Abell 39. Esta nebulosa está a
uma distância de 7000 anos-luz de nós na
constelação de Hércules. A camada esférica em
torno da anã branca possui um diâmetro de 1,5
pc e uma espessura de 0,1 pc.
Essa é a nebulosa NGC 7027. Essa nebulosa está a 920 pc de
nós na constelação de Cygnus. O diâmetro dessa nebulosa é de
aproximadamente 14000 UA.
Algumas nebulosas possuem um formato alongado,
como a nebulosa MyCn 18 (ou nebulosa da Ampulheta).
Essas nebulosas adquirem esse formato devido à estrela
ejetar uma nuvem de gás e poeira em forma de um toro
(uma rosquinha) a partir do seu equador. Em seguida, a
estrela ejeta gás em todas as direções. O toro, então,
canaliza o gás ejetado em duas correntes em direções
opostas.
De um modo geral, a evolução
de uma estrela como o Sol
está esquematizado ao lado:
Quando uma estrela com massa maior que 8 massas solares chega próximo
ao fim de sua vida, ela se torna uma supergigante vermelha. A energia dessa
estrela vem de uma série de camadas internas (cascas) onde cada uma
queima um tipo de elemento. A casca mais interna, formada por Ferro, não
realiza reações termonucleares devido às reações de fusão envolvendo esse
elemento absorverem energia ao invés de liberar.
Estrelas supergigantes possuem um núcleo de Ferro e uma temperatura muito elevada em seu
centro, o que ocasiona o processo de fotodesintegração. Nesse processo, um núcleo de Fe-56 é
quebrado em 13 núcleos de He-4 e mais 4 nêutrons.
Todo esse processo destrói tudo o que a estrela construiu durante sua vida. O resultado é que a
estrela colapsa. Esse colapso faz com que o núcleo alcance o tamanho de alguns quilômetros,
com uma densidade de 200 milhões de toneladas por centímetro cúbico.
Todo o envoltório da estrela está caindo em direção ao centro.
O material externo irá ricochetear no núcleo, que agora está
endurecido. Esse ricochete é chamado de bounce. O bounce
produzirá uma onda de choque para fora da estrela,
ocasionando a Supernova. A imagem ao lado mostra o brilho
de uma Supernova. Repare como seu brilho é quase que mais
intenso que o da galáxia inteira.
Esse processo cria uma supernova do
tipo II. O espectro dessa supernova
apresenta linhas proeminentes de H,
como o 𝐻𝛼.
As supernovas do tipo I apresentam subclasses. São essas:
- Supernova Tipo Ia: o espectro não apresenta linhas de H e He, mas possui
intensas linhas de absorção do Silício ionizado (Si II). Ela é produzida pela
queima explosiva do C em uma anã branca do sistema binário.
- Supernova Tipo Ib: O espectro não apresenta linhas de H, mas possui uma
linha intensa de absorção de He I. Essa supernova é produzida por um
núcleo colapsante em uma estrela massiva que perdeu o H das camadas
externas.
- Supernova Tipo Ic: O espectro não apresenta linhas de H e He. Essa
Supernova ocorre quando o núcleo colapsa em uma estrela massiva que
perdeu o H e He das camadas externas.
Os gráficos a seguir mostram as diferenças de brilho entre as supernovas tipo I e II.
Ao explodir em uma supernova a estrela pode: formar um objeto residual
muito compacto, chamado de estrela de nêutrons; formar um buraco negro
ou então não deixar nenhum objeto residual a não ser uma nuvem de gás e
poeira (a remanescente de supernova).
Um estrela de nêutrons é um objeto muito denso e compacto. Seu diâmetro é
cerca de 20 quilômetros, enquanto que sua densidade varia de 2 × 1016 a 2 ×
1018 quilogramas por centímetro cúbico. A estrutura de uma estrela de
nêutrons ainda é incerta, mas a figura a seguir mostra suas possíveis
camadas.
As estrelas de nêutrons possuem intensos campos magnéticos. A radiação
proveniente dessas estrelas escapam pelos polos do campo magnético,
formando feixes de radiação em sentidos opostos. A medida que a estrela
gira em torno de seu eixo de rotação, a direção do feixe muda. Se o sentido
do feixe de radiação aponta para um observador, então este irá detectar
pulsos de radiação. Assim, o observador detecta o chamado “pulsar”. PSR
J1748-2446ad é o pulsar mais rápido conhecido. Este pulsar possui um período
de 0,00139585482 segundos e uma frequência de 716 Hz. Ou seja, esse pulsar,
em um segundo, da mais de 700 voltas em torno do seu eixo. Estrelas de
nêutrons com intensos campos magnéticos são chamadas de Magnetares.
O Magnetar SGR 1900+1 é o objeto com o campo magnético mais intenso de
nossa galáxia. Ele é cerca de 1 000 000 000 000 000 mais intenso que o
campo da Terra.
A figura a seguir é da nebulosa do caranguejo observada em vários comprimentos de onda. Essa nebulosa foi originada
da explosão de uma estrela na constelação de Touro. Os chineses, em 1054 d.C, a observaram.
Essa é a nebulosa do véu. Trata-se de uma remanescente de
supernova que ocorreu a 15000 anos.
Essa é a nebulosa de Gum. De todas as supernovas conhecidas,
essa é a que possui o maior diâmetro. Sua explosão ocorreu há
um milhão de anos. Essa nebulosa contém uma remanescente
menor e mais jovem, a supernova da Vela (que explodiu há
cerca de 11000 anos), que possui o pulsar da Vela.
O impacto do material da supernova Cassiopeia A com o meio
interestelar ocasiona ionização e os elétrons liberados geram
ondas de rádio enquanto se movem.
Assim, terminamos nossa descrição da vida e morte das estrelas. A imagem a seguir resume todo o ciclo de vida das estrelas.