Ainda que, a olho nu, as estrelas apenas pareçam como pontos brilhantes no céu; em realidade elas são enormes globos de gás incandescentes a vários milhões de graus centígrados.
Na maioria, são similares ao nosso Sol e, como este, terão destino similar.
Os astrônomos e físicos puderam esmiuçar suas características principais e, comparando estrelas diferentes, puderam dar-se conta de indícios certos da evolução das mesmas.
Nascimento Estelar
Imagine uma imensa nuvem escura somente iluminada pela tênue luz estelar, e que flutue no espaço vazio. É muito pouco densa, porém não é uniforme. Há lugares onde a densidade é levemente maior que a média.
Pouco a pouco, em parte por azar e em parte por uma pequena ação gravitacional, a nuvem de gás começa a condensar-se ao redor desse ponto de maior densidade.
O processo é lento, pode-se passar vários milhares de anos sem se veja nada fora do comum em uma nebulosa como a quese imagina agora. São necessários milhões de anos... e uma grande paciência.
A temperatura no interior da nuvem é baixa: da ordem de 10 graus kelvin; e o gás não possui temperatura interna suficiente para impedir que a nuvem caia-em-si-mesma, ou seja, que se contraia devido a ação gravitacional.
Nest estágio a nuvem de gás está mais quente, pois o gás assim comprimido tende a esquentar-se (2000 a 3000 graus kelvin).
Mil anos mais tarde, no interior da nuvem encontramos uma bola incandescente 20 vezes maior que o sol e100 vezes mais brilhante que este. O calor em seu interior é suficiente para produzir reações termonucleares com o hidrogênio do núcleo.
Acaba de nascer uma estrela.
Uma das causas da condensação da nuvem de gás são as potentes explosões de supernovas (cuja definição veremos mais adiante). A poderosa onda de choque-matéria projetada a altas velocidades comprime o gás, criando lugares onde a densidade é maior.
Porém o nascimento de uma estrela nem sempre tem um final feliz: Uma protoestrela com massa menor que 0.08 massas solares não gera temperatura e pressão suficiente em seu interior para produzir as reações termonucleares necessárias para ser uma estrela. Em tal caso se converten em anãs marrons.
Por outro lado, se a proto-estrela tem uma massa maior que 80 massas solares a temperatura será tal que a pressão da radiação impedirá a condensação da nuvem.
Maturidade das Estrelas
Uma vez que a estrela começa a se formar, ela deve respeitar os equilíbrios fundamentais durante toda a sua vida:
* O equilíbrio térmico: toda a energia produzida no seu interior deve estar balanceada com a energia que é radiada ao exterior, e além disso, com sua temperatura interna.
* O equilibrio hidrostático: a pressão a qualquer profundidade da estrela deve ser suficiente para compensar o peso das camadas superiores.
Ambos equilíbrios se mantêm ao longo de milhões de anos, até que o combustível nuclear começa a esgotar-se. O tempo que leva para esgotar o hidrogênio no núcleo da estrela depende da massa da estrela; assim, as de maior massa (ao redor de 70 massas solares) levam 300 000 anos para esgotar-se, enquanto que as de menor massa (menor que a do sol) têm algo como 200 milhões de anos para esgotar suas reservas de hidrogênio.
Quando termina o hidrogênio começa um processo chamado combustão de hélio, já que ao restar somente este elemento, a estrela o utiliza para seguir funcionando.
Porém, queimar hélio é mais difícil que queimar hidrogênio, já que a repulsão elétrica é quatro vezes maior para dois núcleos de hélio do que para dois núcleos de hidrogênio. Em consequência, a temperatura no interior deve aumentar para que tal combustão se realize. Isto se sucede de fato.
À medida que a estrela vai queimando paulatinamente o seu combustível original, a pressão da radiação cede (em consequência do esgotamento do combustível) ante ao peso da estrela. Devido a isso o núcleo da estrela se contrai cada vez mais , e por isso aumenta dramaticamente sua temperatura; de 15 milhões de graus a 100 milhões de graus!
Literalmente o céu é o limite.
Na última fase da queima de hidrogênio, o hidrogênio começa a ser consumido na superfície da estrela. Nesta etapa a luminosidade aumenta e a estrela inteira se expande. Ao expandir-se sua superficie esfria e sua coloração se torna mais vermelha.
A estrela se converte em uma Gigante Vermelha. Isto acontecerá com o nosso sol daqui a 4 bilhões de anos e o seu raio aumentará até englobar a órbita da terra.
A Morte das Estrelas
O estado final de uma estrela transcorre como uma Gigante Vermelha, porém sua morte depende decisivamente da massa que ela possui. Deste modo, a estrela pode terminar sua vida pacificamente como uma anã branca , ou se tem massa maior, pode chegar a ser (depois da fase de uma supernova) uma estrela de nêutrons, ou ainda, em um caso extremo, converter-se em um buraco negro.
O que sempre ocorre é que a estrela de algum modo se desfaz de parte de seu material; formando as chamadas nebulosas planetárias (restando uma anã branca em seu centro), ou de outro modo libera violentamente seu material ao exterior mediante uma supernova.
Anã Branca
Na etapa final de uma Gigante Vermelha, a região central da estrela se contrai e joga ao espaço as camadas externas.
Em seu interior fica um tipo de estrela chamada anã branca a qual tem o tamanho da terra mas a massa do sol. Por isso, a sua densidade é muito elevada: uma tonelada por centímetro cúbico!
Esta classe de estrela demora muito a esfriar sua superficie; a mais fria tem uma temperatura de 3500 graus kelvin.
Supernova
As estrelas de massa maior, depois de converter seu hidrogênio, podem seguir queimando os componentes restantes para formar elementos mais pesados (carbono, oxigênio, neônio, magnésio,silício, e finalmente ferro). Como o núcleo de ferro é o mais estável na natureza, não existe mais a possibilidade de se obter energia usando o ferro como combustível nuclear: a produção de energia nuclear na estrela pára abruptamente quando se formam núcleos de ferro.
Nesse momento a estrela colapsa, desmoronando-se em si mesma. A estrela se contrai, aumenta incrivelmente a densidade no centro, e devido à resistência da matéria nuclear, as camadas externas que caem para o interior da estrela ricocheteiam no centro. Ocorre assim uma grande explosão que destrói a estrela.
O brilho desta explosão é considerável e pode ser até dez bilhões de vezes mais brilhante que o sol.
A isto se chama uma Supernova
O núcleo da estrela, que sobra após a explosão, se transforma geralmente em uma anã branca. Mas, esse destino depende de sua massa.
Estrela de Nêutrons
Quando a estrela ultrapassa o limite de 1.4 massas solares a matéria se comprime ainda mais que em uma anã branca. Nesse momento os elétrons de seus átomos colidem (ao estarem tão comprimidos) com os prótons, são absorvidos (o inverso do decaimento beta) formando um nêutron. Nesse momento a estrela volta a ser uma estrela de nêutrons.
Um outro efeito ocorre quando o seu tamanho se reduz ao redor de 10 quilômetros de diâmetro, com bilhões de toneladas por centimetro cúbico! A estrela aumenta violentamente a quantidade de giros, o que faz com que ela emita (periodicamente) uma grande quantidade de sinais de rádio: Os Pulsares
Buracos Negros
Podemos ter uma estrela de nêutrons de 1 a 3 massas solares. Se ela possuir mais de 3 massas solares, a gravidade não pode ser contrabalançada de nenhum modo.
De acordo com a teoria da relatividade, nem sequer a luz pode escapar deste corpo. É por isto que os denominamos de buracos negros, pois eles não podem emitir nenhum tipo de luz.
Fonte:
http://www.if.ufrj.br
Na maioria, são similares ao nosso Sol e, como este, terão destino similar.
Os astrônomos e físicos puderam esmiuçar suas características principais e, comparando estrelas diferentes, puderam dar-se conta de indícios certos da evolução das mesmas.
Nascimento Estelar
Imagine uma imensa nuvem escura somente iluminada pela tênue luz estelar, e que flutue no espaço vazio. É muito pouco densa, porém não é uniforme. Há lugares onde a densidade é levemente maior que a média.
Pouco a pouco, em parte por azar e em parte por uma pequena ação gravitacional, a nuvem de gás começa a condensar-se ao redor desse ponto de maior densidade.
O processo é lento, pode-se passar vários milhares de anos sem se veja nada fora do comum em uma nebulosa como a quese imagina agora. São necessários milhões de anos... e uma grande paciência.
A temperatura no interior da nuvem é baixa: da ordem de 10 graus kelvin; e o gás não possui temperatura interna suficiente para impedir que a nuvem caia-em-si-mesma, ou seja, que se contraia devido a ação gravitacional.
Nest estágio a nuvem de gás está mais quente, pois o gás assim comprimido tende a esquentar-se (2000 a 3000 graus kelvin).
Mil anos mais tarde, no interior da nuvem encontramos uma bola incandescente 20 vezes maior que o sol e100 vezes mais brilhante que este. O calor em seu interior é suficiente para produzir reações termonucleares com o hidrogênio do núcleo.
Acaba de nascer uma estrela.
Uma das causas da condensação da nuvem de gás são as potentes explosões de supernovas (cuja definição veremos mais adiante). A poderosa onda de choque-matéria projetada a altas velocidades comprime o gás, criando lugares onde a densidade é maior.
Porém o nascimento de uma estrela nem sempre tem um final feliz: Uma protoestrela com massa menor que 0.08 massas solares não gera temperatura e pressão suficiente em seu interior para produzir as reações termonucleares necessárias para ser uma estrela. Em tal caso se converten em anãs marrons.
Por outro lado, se a proto-estrela tem uma massa maior que 80 massas solares a temperatura será tal que a pressão da radiação impedirá a condensação da nuvem.
Maturidade das Estrelas
Uma vez que a estrela começa a se formar, ela deve respeitar os equilíbrios fundamentais durante toda a sua vida:
* O equilíbrio térmico: toda a energia produzida no seu interior deve estar balanceada com a energia que é radiada ao exterior, e além disso, com sua temperatura interna.
* O equilibrio hidrostático: a pressão a qualquer profundidade da estrela deve ser suficiente para compensar o peso das camadas superiores.
Ambos equilíbrios se mantêm ao longo de milhões de anos, até que o combustível nuclear começa a esgotar-se. O tempo que leva para esgotar o hidrogênio no núcleo da estrela depende da massa da estrela; assim, as de maior massa (ao redor de 70 massas solares) levam 300 000 anos para esgotar-se, enquanto que as de menor massa (menor que a do sol) têm algo como 200 milhões de anos para esgotar suas reservas de hidrogênio.
Quando termina o hidrogênio começa um processo chamado combustão de hélio, já que ao restar somente este elemento, a estrela o utiliza para seguir funcionando.
Porém, queimar hélio é mais difícil que queimar hidrogênio, já que a repulsão elétrica é quatro vezes maior para dois núcleos de hélio do que para dois núcleos de hidrogênio. Em consequência, a temperatura no interior deve aumentar para que tal combustão se realize. Isto se sucede de fato.
À medida que a estrela vai queimando paulatinamente o seu combustível original, a pressão da radiação cede (em consequência do esgotamento do combustível) ante ao peso da estrela. Devido a isso o núcleo da estrela se contrai cada vez mais , e por isso aumenta dramaticamente sua temperatura; de 15 milhões de graus a 100 milhões de graus!
Literalmente o céu é o limite.
Na última fase da queima de hidrogênio, o hidrogênio começa a ser consumido na superfície da estrela. Nesta etapa a luminosidade aumenta e a estrela inteira se expande. Ao expandir-se sua superficie esfria e sua coloração se torna mais vermelha.
A estrela se converte em uma Gigante Vermelha. Isto acontecerá com o nosso sol daqui a 4 bilhões de anos e o seu raio aumentará até englobar a órbita da terra.
A Morte das Estrelas
O estado final de uma estrela transcorre como uma Gigante Vermelha, porém sua morte depende decisivamente da massa que ela possui. Deste modo, a estrela pode terminar sua vida pacificamente como uma anã branca , ou se tem massa maior, pode chegar a ser (depois da fase de uma supernova) uma estrela de nêutrons, ou ainda, em um caso extremo, converter-se em um buraco negro.
O que sempre ocorre é que a estrela de algum modo se desfaz de parte de seu material; formando as chamadas nebulosas planetárias (restando uma anã branca em seu centro), ou de outro modo libera violentamente seu material ao exterior mediante uma supernova.
Anã Branca
Na etapa final de uma Gigante Vermelha, a região central da estrela se contrai e joga ao espaço as camadas externas.
Em seu interior fica um tipo de estrela chamada anã branca a qual tem o tamanho da terra mas a massa do sol. Por isso, a sua densidade é muito elevada: uma tonelada por centímetro cúbico!
Esta classe de estrela demora muito a esfriar sua superficie; a mais fria tem uma temperatura de 3500 graus kelvin.
Supernova
As estrelas de massa maior, depois de converter seu hidrogênio, podem seguir queimando os componentes restantes para formar elementos mais pesados (carbono, oxigênio, neônio, magnésio,silício, e finalmente ferro). Como o núcleo de ferro é o mais estável na natureza, não existe mais a possibilidade de se obter energia usando o ferro como combustível nuclear: a produção de energia nuclear na estrela pára abruptamente quando se formam núcleos de ferro.
Nesse momento a estrela colapsa, desmoronando-se em si mesma. A estrela se contrai, aumenta incrivelmente a densidade no centro, e devido à resistência da matéria nuclear, as camadas externas que caem para o interior da estrela ricocheteiam no centro. Ocorre assim uma grande explosão que destrói a estrela.
O brilho desta explosão é considerável e pode ser até dez bilhões de vezes mais brilhante que o sol.
A isto se chama uma Supernova
O núcleo da estrela, que sobra após a explosão, se transforma geralmente em uma anã branca. Mas, esse destino depende de sua massa.
Estrela de Nêutrons
Quando a estrela ultrapassa o limite de 1.4 massas solares a matéria se comprime ainda mais que em uma anã branca. Nesse momento os elétrons de seus átomos colidem (ao estarem tão comprimidos) com os prótons, são absorvidos (o inverso do decaimento beta) formando um nêutron. Nesse momento a estrela volta a ser uma estrela de nêutrons.
Um outro efeito ocorre quando o seu tamanho se reduz ao redor de 10 quilômetros de diâmetro, com bilhões de toneladas por centimetro cúbico! A estrela aumenta violentamente a quantidade de giros, o que faz com que ela emita (periodicamente) uma grande quantidade de sinais de rádio: Os Pulsares
Buracos Negros
Podemos ter uma estrela de nêutrons de 1 a 3 massas solares. Se ela possuir mais de 3 massas solares, a gravidade não pode ser contrabalançada de nenhum modo.
De acordo com a teoria da relatividade, nem sequer a luz pode escapar deste corpo. É por isto que os denominamos de buracos negros, pois eles não podem emitir nenhum tipo de luz.
Fonte:
http://www.if.ufrj.br
Parabéns pelo trabalho, excelentes textos, sempre muito bem explicados!
ResponderExcluirParabéns