Evolução Estelar

EVOLUÇÃO ESTELAR I

Uma estrela é uma imensa esfera de gás que gera energia em seu centro através de reações de fusão nuclear. Ela difere de um planeta exatamente pelo fato de este não ter fonte interna de energia nuclear. As estrelas, sem exceção, nascem, vivem e ... morrem! Embora o nascimento de todas as estrelas ocorra de forma semelhante, sua vida e sua morte dependem de diversos parâmetros, entre eles a composição química e, principalmente, a massa. Em ordem de massas crescentes, vamos classificar as estrelas em “pesos” pena, leve, médio e pesado. O Sol seria uma estrela “peso” leve!

Em cada fase de suas vidas, as estrelas apresentam comportamentos diferentes. Como a massa é o parâmetro mais importante na evolução estelar, vamos estudar a:

• Vida e morte de “estrelas” “peso” pena (corpo com massa menor que 0,08 massas solares)
• Vida e morte de estrelas “peso” leve (estrela com massa entre 0,08 e 4 massas solares)
• Vida e morte de estrelas “peso” médio (estrela com massa entre 4 e 8 massas solares)
• Vida e morte de estrelas “peso” pesado (estrela com massa acima de 8 massas solares)

 

0…………0,08……………………………..4………………………….8………………Massas solares

     Pena                     Leve                           Médio                   Pesado

Também se deve notar que o tempo de vida de uma estrela depende desses mesmos parâmetros: verifica-se que quanto maior a massa de uma estrela, tanto mais curta costuma ser sua vida. Outro aspecto importante a se notar é que a duração da vida de uma estrela é muito longa quando comparada aos padrões humanos. Dessa forma, não foi possível, ainda, monitorar-se a vida toda de uma estrela, e tudo o que se disser aqui se baseará em modelos matemáticos e físicos elaborados em bases científicas.

EVOLUÇÃO DE ESTRELAS JOVENS

 Tentando fazer uma comparação na evolução de uma estrela com o passar do tempo, podemos dizer que as estrelas nascem, vivem e morrem. O nascimento das estrelas parece ser um mecanismo comum para todas as estrelas. A vida de cada estrela pode ser dividida em três fases: juventude, idade madura e velhice. A forma como cada uma dispende essa parte de sua vida depende fundamentalmente de sua massa. A morte de uma estrela pode ocorrer de diferentes formas, geralmente associadas com o seu tipo de vida.

Como regra geral, podemos dividir as estrelas quanto à sua massa em 3 tipos:

• estrelas de massa entre 0,08 e 4 massas solares (chamaremos de estrelas “peso” leve apesar de a expressão “peso” não ter valor real nesse caso)
• estrelas com massa entre 4 e 8 massas solares (chamaremos de estrelas “peso” médio)
• estrelas com massa superior a 8 massas solares (estrelas “peso” pesado)

 

0…………0,08……………………..4………………….8………………Massas solares

   Pena                Leve                 Médio              Pesado

Formação de uma Proto-estrela

Os modelos que atualmente estudam a origem e a evolução de estrelas sugerem que as estrelas nasçam da concentração de matéria existente em grandes nuvens de gás e poeira. Essa concentração ocorre por causa de forças gravitacionais atuantes entre cada uma das partículas dessa nuvem ou por influências externas (outras nuvens, estrelas etc.). Durante o processo de contração, as partículas da nuvem vão sendo atraídas para o centro de gravidade dessa nuvem. Com essa queda, elas se aceleram, aumentando gradativamente suas velocidades.

Começa a crescer o número e a intensidade dos choques entre essas partículas. Esses choques aquecem a nuvem, que começa a emitir luz e energia. As partículas da nuvem procuram atingir sua distribuição de menor energia. Demonstra-se que a forma de menor energia nesse caso é a forma esférica. Assim, a nuvem procura se reformatar na forma esférica. Muitas vezes, uma mesma nuvem se fragmenta formando diversas configurações esféricas.

A essa massa concentrante disposta na forma esférica chamamos de Proto-estrela. Notar que nesse estágio, a estrela ainda não nasceu. Podemos dizer que a proto-estrela é um feto de estrela.

Nascimento de uma estrela

Depois que a proto-estrela se forma, ela continua a se concentrar e diminuir de tamanho. Nessa contração a temperaura interna aumenta bastante, a ponto de ionizar os átomos aí existentes, retirando os elétrons que giram em torno do núcleo atômico. O interior da proto-estrela passa a ser constituído não mais de átomos, mas sim de uma mistura de prótons e elétrons, basicamente. A essa mistura dá-se o nome de plasma, conhecido como sendo o quarto estado físico da matéria.

Devido à alta temperatura, os prótons apresentam um movimento muito intenso. Alguns deles podem se chocar, e apesar das forças de repulsão eletrostática que procuram repelir cargas elétricas de mesmos nomes, a velocidade desses prótons pode ser tão grande que eles conseguem suplantar essa repulsão e se unirem entre si. Quando ocorre a fusão desses prótons, diz-se que foi feita uma fusão nuclear. É quando começam as reações de fusão nuclear no interior da proto-estrela que dizemos que nasceu uma estrela.

Assim, uma estrela é um corpo gasoso no interior do qual estão ocorrendo reações de fusão nuclear que transformam elementos químicos de peso atômico menor em elementos de peso atômico maior. Resumidamente costuma-se dizer que está havendo a passagem de elementos leves para elementos mais pesados. Sabe-se hoje que a fusão de elementos químicos mais leves para mais pesados, especificamente dos mais leves, se dá com a liberação de energia. A fusão nuclear é a fonte de energia das estrelas. Enquanto houver combustível nuclear no interior da estrela que possa ser convertido num elemento mais pesado com a liberação de energia, a estrela permanecerá viva.

Estrelas jovens

Durante as fases iniciais da vida de uma estrela, ela ainda continua contraindo e emitindo luz e podendo perder parte de sua massa. Um estágio pelo qual passa grande parte das estrelas jovens é chamado de estágio T Tauri, que antecede o ingresso da estrela na sua idade adulta. Esse nome vem da primeira estrela em que tal fato foi descoberto: estrela T da constelação do Touro. É uma fase na qual ela ainda está parcialmente imersa na nuvem de gás que lhe deu origem. Parte dessa camada de gás é ejetada da estrela, ocorrendo uma espécie de “vento estelar” ou seja partículas parecem estar sendo “assopradas” embora da estrela.

O Sol deve ter passado por essa fase, na qual havia um “vento solar” muito mais intenso do que aquele que se observa atualmente no Sol.

Estrelas na Seqüência Principal

Quando a estrela entra numa fase de equilíbrio, na qual seu diâmetro fica praticamente constante, podemos dizer que a estrela entrou na fase adulta de sua vida. Tecnicamente esse período é conhecido como Seqüência Principal. É nesse estágio que a estrela vai passar a maior parte de sua vida adulta, e só vai sair dessa fase quando não houver mais reação de fusão nuclear transformando hidrogênio em hélio no seu interior. O tempo durante o qual uma estrela fica na Seqüência Principal depende fundamentalmente da massa da estrela: quanto menor for a massa, menos tempo a estrela fica nessa fase. Estrelas de pequena massa ficam na Seqüência principal por períodos de tempo muito longos, podendo ultrapassar 20 bilhões de anos.

Os modelos atuais de evolução estelar sugerem que o Sol já está na Seqüência Prinipal a cerca de 4,5 bilhões de anos e que aí vai permanecer por mais tanto tempo. A idade estimada do Sol, obtida por meio dos modelos evolutivos de estrelas, coincide com estimativas de sua idade obtidas por outros meios de geocronologia.

EVOLUÇÃO DE ESTRELAS MADURAS

Depois de extinguirem o hidrogênio de seu interior, as estrelas começam a dar sinais de que seu tempo de vida está terminando. Mas, mesmo sem hidrogênio, em determinados casos novos combustíveis nucleares podem ser usados pela estrela para se manterem vivas. Vejamos como cada estrela, dependendo de sua massa, vive os estágios finais de sua vida madura.

Fim do combustível nuclear

Durante a fase de Seqüência Principal no interior da estrela ocorre a transformação de hidrogênio em hélio com a liberação de energia. É a fusão nuclear que fornece energia para que o interior estelar se mantenha com uma pressão térmica capaz de contrabalançar a pressão gravitacional causada pela massa da estrela. Se houver uma diminuição na taxa de geração de energia, a estrela tende a esfriar, diminui a pressão térmica e a estrela se contrai graças à pressão gravitacional. Com a contração, ocorre um aquecimento no interior da estrela, favorecendo o aumento de temperatura, o aumento da pressão térmica com a conseqüente expansão da estrela.

É esse quase balanço entre pressão gravitacional para “dentro” da estrela e da pressão térmica para “fora” da estrela que mantém o quase equilíbrio da estrela. Quando acaba o hidrogênio na região central da estrela, as reações de fusão nuclear começam a ocorrer em camadas cada vez mais externas da estrela, visando a manutenção do equilíbrio da estrela. Caso essas reações de fusão nuclear ocorram muito próximo da superfície externa da estrela, a pressão térmica pode ser tão grande a ponto de suplantar bastante a pressão gravitacion

al, ocasionando uma expansão pronunciada da estrela. Ao mesmo tempo, essa expansão diminui a temperatura dos gases das camadas mais externas.

Assim, a estrela se torna um estrela gigante e fria. Uma estrela fria tem coloração superficial avermelhada. Então, essa estrela recebe o nome de Gigante Vermelha.

Estrelas Gigantes Vermelhas

São estrelas muito grandes e não muito quentes na sua superfície. Elas resultam da expansão de estrelas quando as reações nucleares começam a ocorrer mais próximo à superfície dessas estrelas.

Nebulosa Planetária

É o resultado da evolução de uma estrela gigante vermelha. Depois da expansão da estrela, ela esfria um pouco e por causa disso diminuem as reações de fusão nuclear no seu interior. A estrela começa a contrair, mas faz isso de modo que a região central se contrai mais rapidamente que a parte periférica. Em conseqüência, forma-se um núcleo central parecendo um caroço e em volta fica uma nuvem de gás.

Com o tempo o caroço se torna uma estrela anã branca e o gás da periferia se expande e espalha-se pelo meio interestelar.