Estágios finais da evolução estelar

Estágios finais da evolução estelar

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Capítulo 12

Vimos anteriormente que após chegar na seqüência principal, a estrela recém-nascida entra numa fase de certa estabilidade, ou seja, suas características não se alteram e assim ela permanece cerca de 90% do tempo de sua vida.

Quando, finalmente, o combustível em seu núcleo termina, a estrela começa a morrer.

Sua trajetória no diagrama H-R é de sair da seqüência principal, quando suas características voltam a se alterar. Em termos gerais, os estágios finais da evolução estelar podem ser mais tranqüilos ou mais catastróficos, e isso vai depender crucialmente da massa das estrelas. Neste capítulo discutiremos as diferentes fases evolutivas de estrelas semelhantes ao Sol, bem como as de massas maiores.

Massa como fator determinante para o Fim

Evolução após a Seqüência Principal

Estrelas do tipo solar

Gigantes Vermelhas, Flash do hélio, Núcleo estelar de carbono, Nebulosas Planetárias, Anãs Brancas

Estrelas de massa maior que a do Sol Explosão de Supernovas

Estrelas de Nêutrons

Pulsares Buracos Negros

Bibliografia:

· “Astronomy” Chaisson & McMillan (1998) • “Astronomia e Astrofísica” – IAG/USP, ed. W. Maciel

Massa como fator determinante para o fim

O tempo de vida t¬ de uma estrela na seqüência principal depende de quanta energia ela tem armazenada (sua massa M‹ ) e a taxa com que ela gasta essa energia (sua

M t. Podemos então

estimar t‹ a partir da relação massa-luminosidade dada por

L , onde

t . Desta forma, temos:

MMt t . Isso nos indica que estrelas de altas massas ficarão na seqüência principal por um curto período e as de baixas massas ficarão nela por um tempo bem maior. Exemplos de casos extremos são as estrelas do tipo O ou B que ficam nessa fase apenas algumas dezenas de milhões de anos, e as estrelas do tipo anãs vermelhas, que podem ficar alguns trilhões de anos tranqüilamente queimando seu hidrogênio.

Do mesmo modo que o tempo de vida das estrelas na seqüência principal depende de suas massas, após essa fase também se apresentam diferentes possibilidades para os processos que levarão a estrela até sua morte, os estágios finais da evolução.

As estrelas pouco massivas, como o Sol, tornam-se gigantes vermelhas e morrem criando as nebulosas planetárias, terminando suas vidas como anãs brancas. Finais mais explosivos são reservados a estrelas mais massivas (M> 8 M⁄ ), transformando-as em estrelas de nêutrons ou pulsares, como resultados de explosões de supernovas. A morte das estrelas muito massivas pode resultar em buracos-negros.

Evolução após a Seqüência Principal

Durante a seqüência principal ocorre no núcleo da estrela a lenta transformação do hidrogênio em hélio, e as forças gravitacionais e de pressão de radiação encontram-se equilibradas. Quando termina todo hidrogênio do núcleo, esse equilíbrio é quebrado e a estrutura interna da estrela, bem como sua aparência externa se modificam e a estrela deixa a seqüência principal dando início à fase final de sua vida.

I - Estrelas do tipo Solar

Com os processos de fusão nuclear, a composição do interior estelar muda gradualmente, com um aumento da abundância de hélio e a conseqüente diminuição do hidrogênio. No centro da estrela, onde a temperatura é mais alta, a quantidade de hélio aumenta mais rapidamente. A taxa de fusão nuclear é mais lenta nas bordas do núcleo central. Com o passar do tempo, a região mais interna do núcleo estelar se torna cada vez mais rica em He e mais deficiente em H, até o ponto em que todo hidrogênio do centro foi consumido, tornando a região um núcleo de He puro. Nesse núcleo a produção de energia nuclear termina e os processos de fusão se iniciam nas camadas mais acima. E assim, o núcleo mais interno de He puro, onde não ocorre queima, torna-se cada vez maior.

Sem a produção de radiação a pressão do gás diminui nesse núcleo mais interno, mas a força da gravidade não, e isso faz com que mudanças na estrutura se tornem inevitáveis. Cerca de 10 bilhões de anos depois que a estrela chegou na seqüência principal, quando a diminuição do hidrogênio é substancial, o núcleo de hélio começa a contrair.

Uma nova situação de equilíbrio pode ser atingida nos casos em que ocorre a fusão do hélio em elementos mais pesados. Mais energia seria gerada com a queima de He e a pressão de radiação seria restabelecida, voltando a sustentar o núcleo contra o colapso gravitacional. No entanto, devemos lembrar que para ocorrer fusão nuclear são requeridas altas temperaturas, que forneçam energia cinética suficiente para suplantar a força de repulsão eletromagnética entre partículas de mesma carga elétrica (positiva no caso dos núcleos atômicos). Para a fusão do H, temperaturas da ordem de 107 K devem ser atingidas. No caso do He (dois prótons no núcleo) a força de repulsão é maior ainda, sendo necessárias temperaturas de pelo menos 108 K. Os processos de fusão de He não ocorrem em núcleos estelares enquanto não se atinge esse nível de temperatura.

Com o fim da fusão nuclear no interior estelar, a pressão diminui nessa região mais interna, causando um aumento de temperatura (107 K < T < 108 K). Isso faz com que a queima de hidrogênio seja mais intensa, gerando energia mais rapidamente do que era produzido na fase da seqüência principal. Apesar da queima de combustível no núcleo mais interno da estrela ter terminado, ela agora passa a brilhar mais.

Fase de Gigantes Vermelhas

Com o desequilíbrio de forças atuando no núcleo estelar composto de He, ocorre também um desbalanço no restante da região central da estrela. A rápida queima de H causa uma pressão de radiação que impele as camadas mais externas a aumentarem em raio, de forma que nem mesmo a gravidade pode evitar. Com a expansão, ocorre uma diminuição da temperatura superficial da estrela e ela começa a se transformar numa gigante vermelha, um processo que ocorre num período de 100 milhões de anos.

Colocando no Diagrama H-R os diferentes pares de luminosidade e temperatura pelos quais a estrela passa nos estágios finais de sua vida, podemos traçar seu caminho evolutivo, como é indicado na Figura 1, onde o ponto (a) marca a chegada na seqüência principal. Com a diminuição da temperatura, a trajetória caminha para a direita no diagrama, e suavemente para cima, indicando um pequeno aumento na luminosidade, enquanto a estrela passa pelo ramo das sub-gigantes. Nesse estágio o raio estelar atingiu cerca de 3 R¤ , enormes quantidades de energia são levadas do centro para a superfície da estrela por convecção, causando um rápido aumento da luminosidade, mas sem variação da temperatura. Durante essa fase, entre os pontos (b) e (c) a estrela se encontra no chamado ramo das gigantes vermelhas.

Figura 1. Diagrama H-R indicando a trajetória evolutiva de uma estrela do tipo solar, saindo da seqüência principal .

Flash do hélio

No entanto, a expansão da gigante vermelha não continua indefinidamente. Cerca de algumas centenas de bilhões de anos depois de ter deixado a seqüência principal, a pressão no interior estelar chega a 108 kg/m3 e a temperatura atinge os 108 K necessários para a fusão do He. Nessas condições de altas densidade e temperatura, a matéria encontra-se num estado em que não são mais válidas as leis de física clássica, e sim da mecânica quântica. No interior estelar encontra-se uma enorme quantidade de elétrons livres que estão no estado degenerado, em que as distribuições de velocidade não seguem as mesmas regras como no caso de gás ideal, nem as mesmas relações entre pressão,

temperatura e densidade. A pressão de elétrons degenerados substitui a pressão térmica, sustentando o núcleo estelar contra o colapso gravitacional.

Como a matéria encontra-se degenerada, o aumento de temperatura (devido à queima do He) não leva a um aumento de pressão, a qual deveria causar uma expansão na estrela e consequentemente seu resfriamento, que por sua vez diminuiria a taxa de fusão nuclear, levando a um equilíbrio. Assim o núcleo estelar não se estabiliza, a pressão permanece quase constante, mas a temperatura cresce continuamente, aumentando drasticamente a taxa de fusão nuclear o que vem a causar uma explosão chamada de flash de hélio. Com isso, a pressão térmica é restabelecida, o núcleo se expande, a densidade diminui e um novo equilíbrio é atingido.

O processo de fusão do He em carbono ocorre num estado de estabilidade e a estrela passa para a região denominada Ramo Horizontal, indicada pelo ponto (d) da Figura 1. Nessa fase, a energia produzida pela fusão do He é utilizada para o re-arranjo do núcleo estelar, portanto a luminosidade não aumenta.

Núcleo estelar de carbono

Algumas dezenas de milhões de anos depois do flash de He, um novo núcleo estelar interno foi formado, sendo agora composto principalmente por carbono. O interior estelar se divide então num núcleo interno de C, seguido de uma camada de He queimando, depois uma camada onde ocorre a queima de H, e finalmente uma camada mais externa de H, que não se encontra sob processo de fusão. A partir deste momento a estrela se expande ainda mais, chegando no ponto (e) indicado na Figura 1. Com o aumento na temperatura superficial, a luminosidade também aumenta, e a estrela encontra-se agora na região das supergigantes vermelhas. Um exemplo da confirmação dessas previsões teóricas é mostrado na Figura 2, que apresenta o Diagrama H-R de um aglomerado globular.

Figura 2. Diagrama H-R para o aglomerado globular M3, onde aparecem estrelas da seqüência principal, dos ramos das sub-gigantes e das gigantes vermelhas, do ramo horizontal e finalmente das supergigantes vermelhas.

Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas

O núcleo da supergigante vermelha não é quente o suficiente (T < 6x108 K) para continuar o processo de fusão nuclear e transformar o carbono em elementos mais pesados. Desta forma, na ausência de pressão térmica, ele continua a diminuir de tamanho, sob o efeito da força gravitacional. Quando a densidade chega a aproximadamente 1010 Kg m-3, os elétrons ficam novamente tão próximos entre si, que o gás não pode mais ser comprimido (degenerescência da matéria). A contração do núcleo estelar é interrompida, a temperatura se estabiliza e a energia é produzida apenas nas camadas mais externas, onde ainda ocorre a queima de H e He.

Com o aumento de radiação e a contribuição de energia produzida pela recombinação de elétrons com os núcleos atômicos, o envoltório estelar se torna instável e é ejetado a uma velocidade de algumas dezenas de km/s. A estrela agora tornou-se um objeto dividido em duas componentes. Um núcleo central muito pequeno, quente e de alta densidade, restando nele apenas algumas camadas externas onde ocorre a queima de He. A outra componente é composta do material ejetado, mais frio e difuso, que se localiza a uma certa distância do núcleo central. Esse objeto, localizado no ponto (f) do Diagrama H-R da Figura 3 é denominado Nebulosa Planetária.

Figura 3. A passagem de uma estrela supergigante vermelha (e) para a fase de nebulosa planetária (f) e depois para anã branca (g), indicando sua trajetória evolutiva no Diagrama H-R.

Com o passar do tempo, a nebulosa planetária continua se expandindo, tornando-se cada vez mais difusa e fria, ao mesmo tempo que enriquece o meio interestelar com He e C que foram dragados do interior, por movimentos de convecção, durante os últimos anos de sua existência.

A remanescente estelar no centro da nebulosa planetária é composta principalmente de carbono, e continua visível graças a sua alta temperatura, mas com pouco brilho por ser muito pequena. Essa estrela restante é muito quente e densa; tem aproximadamente o tamanho da Terra e uma massa de cerca de 0,5 M¤ , recebendo o nome de Anã Branca.

Sua posição no Diagrama H-R é indicada por (g) na Figura 3.

I - Estrelas mais Massivas que o Sol

Todas as estrelas deixam a seqüência principal quando o hidrogênio do núcleo estelar se extingüe. Desta forma, todas elas seguem inicialmente para a região das gigantes vermelhas, apesar de passarem por caminhos diferentes no Diagrama H-R. Um exemplo pode ser visto na Figura 4, onde são comparadas as trajetórias evolutivas de estrelas de 1

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