O Sol (2) – O nascimento, evolução e morte das estrelas – Sciencetimes

Todas as estrelas têm em comum – elas obedecem às leis da física

Pode-se dizer que o sistema solar é um sistema solar especial porque tem um planeta chamado Terra que é adequado para os seres vivos, mas estrelas como o Sol não são especiais de alguma forma. Isso porque nesse vasto universo existem inúmeras estrelas com temperaturas e tamanhos semelhantes aos do Sol. O nascimento de uma estrela é um dos eventos mais frequentes, mas significativos, na história de 13,8 bilhões de anos do universo. A este respeito, a vida de uma estrela é muito semelhante à de um ser humano, e assim como todos os humanos crescem e eventualmente morrem, as estrelas evoluem com o tempo e eventualmente chegam ao fim.

Estrelas extremamente brilhantes, como Betelgeuse, consomem muita energia em um período de tempo relativamente curto e, infelizmente, têm uma vida útil curta, enquanto estrelas como a anã vermelha escura 581 brilham fracamente por um longo tempo e têm uma vida muito longa.

Muitas estrelas têm uma coisa em comum. Todas as estrelas obedecem às leis da física. Mesmo após a morte, as estrelas continuam a obedecer às leis da física. Após o nascimento, as estrelas passam pelos mesmos estágios evolutivos que uma proto-estrela, uma estrela pré-sequência principal, uma estrela da sequência principal e uma estrela pós-sequência principal, e eventualmente morrem. A variável mais importante na evolução de uma estrela é a sua massa.

Por exemplo, a massa inicial de uma estrela determina a massa mínima que uma estrela pode ter. Cerca de 7% da massa do nosso Sol, com uma massa inicial menor que isso, a estrela não se torna uma estrela comum e se torna uma anã marrom que não sofre fusão de hidrogênio em seu núcleo. A evolução de uma estrela também é altamente dependente de sua massa.

Quanto maior a massa, mais complexa a estrutura interna, pois aumenta a gama de itens que podem ser fabricados. De acordo com os cálculos, uma estrela anã vermelha brilhante com uma massa de 0,2 a 0,5 vezes a massa do Sol pode viver por mais de um trilhão de anos.

A idade atual do universo é de 13,8 bilhões de anos, e as primeiras estrelas foram formadas há cerca de 13,4 bilhões de anos. Portanto, de todas as anãs vermelhas do universo, nenhuma das estrelas chegou ao fim de sua vida útil. Além disso, a anã azul, conhecida como o próximo estágio evolutivo da anã vermelha, ainda não foi descoberta.

Uma estrela nasce

As estrelas (estelares) consistem em grandes nuvens moleculares interestelares (nebulosas) de hidrogênio, hélio e outros elementos pesados ​​e poeira. As nebulosas são extremamente densas, com uma densidade de milhões de vezes a da matéria cósmica comum. Quando a nebulosa excede uma certa massa crítica (a massa de Jeans), ela começará o processo de escapar e encolher até que outra força a impeça de colapsar.

Por exemplo, quanto maior a massa ou densidade de uma nuvem, menor o volume, e quanto menor a temperatura, menor a energia cinética do material. Como resultado, a massa de Wei Jeans é reduzida, tornando-a mais suscetível ao colapso gravitacional, o que, por sua vez, facilita a formação de estrelas na nebulosa.

Estrelas jovens se formam dentro e ao redor da Nebulosa de Cepheus B © Raio X: NASA/CXC/PSU/K. Getman et al. ; IRL NASA/JPL-Caltech/CfA/J. Wang et al. Foto de hoje da NASA

Evolução Estelar – 1. Estágio inicial

Durante o processo de encolhimento, a nuvem se quebra em pequenas partes (fragmentação), e em cada parte, as moléculas dissipam a energia potencial gerada à medida que caem em direção à gravidade mais forte na forma de calor. À medida que as nuvens diminuem, a força da gravidade aumenta, o raio da nebulosa diminui e a velocidade de rotação se torna mais rápida de acordo com a lei da conservação do momento angular.

As partículas na nuvem orbitam em torno da região onde a gravidade é mais forte, formando um disco gasoso plano. É o momento em que as estrelas nascem. O disco de acreção gira gradualmente e cai em direção ao centro de gravidade, liberando jatos longos em ambas as direções nos pólos do centro de gravidade. Este modelo é o que chamamos de protoestrela ou estrela jovem.

Evolução Estelar – 2. Etapas da Pré-Sequência de Estrelas

Quando as moléculas caem no centro de gravidade, a energia potencial se acumula na forma de calor e, à medida que a massa aumenta, a gravidade se torna mais forte novamente. Quanto mais forte a gravidade, mais moléculas são atraídas e a temperatura e a densidade aumentam gradualmente. À medida que o aumento da temperatura interna se move para fora por convecção, a protoestrela lentamente começa a clarear.

Ao mesmo tempo, a nuvem molecular circundante se difunde e o disco de acreção passa por uma fase estelar antes da sequência principal. Esta estrela da sequência principal encolhe gradualmente e libera energia gravitacional, o núcleo central comprime gradualmente e a temperatura aumenta gradualmente. Quando esta temperatura é elevada a uma temperatura na qual a fusão do hidrogênio é possível (cerca de 10 milhões de K), a energia de fusão, não a energia potencial, é produzida no núcleo.

A estrela pré-sequência principal coberta de poeira HBC 1 foi capturada pelo Hubble. © Hubble/ESA/NASA

Evolução Estelar – 3. Sequência de Fase Estelar Principal

A energia gerada pela fusão nuclear cria pressão radioativa, que impede que o movimento das moléculas caia no núcleo e resista ao colapso gravitacional. Quando a pressão de radiação e a gravidade são equilibradas, a protoestrela não se contrai e começa a emitir energia de fusão produzida no núcleo na forma de ondas eletromagnéticas para o espaço sideral. A estrela recém-nascida entrou em um estágio estelar de sequência principal mais estável. Em outras palavras, o estágio da sequência principal refere-se ao estágio evolutivo em que a reação de fusão nuclear do hidrogênio ocorre no núcleo da estrela e ocupa a maior parte da vida da estrela.

Embora a quantidade de hidrogênio diminua devido à reação de fusão nuclear, o peso molecular médio também aumenta com o aumento da quantidade de hélio. Para ter mais pressão para suportar a gravidade, o núcleo da estrela encolherá pouco a pouco, e a densidade e a temperatura aumentarão de acordo. À medida que a temperatura aumenta, o tamanho da estrela aumenta gradualmente e o brilho da estrela aumenta de acordo. Dependendo da massa da estrela, a reação de fusão nuclear que ocorre no centro muda, e o estágio evolutivo após o estágio da sequência principal também varia muito.

Evolução Estelar – 4. Estrela Pós-Sequência Principal

A sequência pós-principal refere-se ao estágio final da evolução de uma estrela a partir de quando a reação de fusão nuclear dentro da estrela terminou. Refere-se ao estágio em que a região de formação se move do núcleo central para a camada externa de hidrogênio e causa a reação de fusão nuclear.

O processo evolutivo subsequente varia muito dependendo da massa inicial da estrela em seu nascimento. No caso de uma massa semelhante à do Sol, após o término da fase da sequência principal, estrelas com temperatura superficial semelhante à da sequência principal, raio e brilho maiores entram na fase de estrela gigante, como uma gigante vermelha ou uma gigante azul .

A temperatura central de uma gigante vermelha sobe para cerca de 100 milhões de K, e elementos maiores que o hélio sofrem fusão nuclear para produzir carbono. Quando todo o hélio é usado, o núcleo encolhe e a temperatura aumenta ainda mais, fazendo com que o carbono se funda e, eventualmente, o oxigênio seja produzido como uma continuação desse processo. Elementos pesados ​​da fusão nuclear afundam em direção ao centro da estrela, elementos mais pesados ​​se acumulam no núcleo da estrela e a reação de fusão nuclear ao redor do núcleo se torna mais ativa.

Quando a pressão de radiação se torna mais forte em proporção ao aumento da gravidade do centro, a estrela eventualmente incha mais do que quando era uma gigante vermelha, e a crosta circundante se expande e se ilumina, mas a temperatura da superfície cai. Para as estrelas muito grandes Em alguns casos, ele se desenvolve em uma supergigante ou supergigante.No caso de uma supergigante, a temperatura do núcleo aumenta e até ferro pode ser formado.

Imagem da gigante vermelha Betelgeuse © NASA

A Morte de uma Estrela – Estrela Comprimida

Depois de passar por quatro grandes estágios de evolução, as estrelas finalmente começam a completar suas longas e longas vidas. O fim da estrela costuma ser saudado por estrelas cuja densidade interna é muito maior que a das estrelas comuns, ou seja, corpos celestes chamados aglomerados. Estes são divididos em três ou quatro tipos, geralmente anãs brancas, supernovas, estrelas de nêutrons e buracos negros.

Como a estrela não pode mais sofrer fusão nuclear, a pressão radioativa contra a gravidade desaparece, fazendo com que o núcleo da estrela se contraia rapidamente. Dependendo da densidade e massa do centro, ele se desenvolve em uma anã branca, estrela de nêutrons ou buraco negro.

A diferença entre estrelas e pessoas

Ao estudar estrelas em diferentes estágios de evolução, físicos e astrônomos aprenderam como as estrelas que vivem na eternidade evoluem. A maioria das estrelas se desenvolve nos mesmos estágios, mas cada estágio evolutivo detalhado varia dependendo da massa da estrela. O que torna uma estrela diferente dos humanos é que a maior parte de sua vida, evolução e energia disponível para uma estrela é realmente determinada por sua massa inicial no nascimento.

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