Contente
- A formação de um Protostar
- A centelha termonuclear da vida
- Ciclo de vida de uma estrela pequena: sequência principal
- Sequência Pós-Principal - Os Anos Dourados
- Estrelas do tamanho do sol se expandem para se tornarem nebulosas planetárias
- O que sobra é uma anã branca
- A massa afeta o ciclo de vida
As estrelas realmente nascem da poeira estelar, e como as estrelas são as fábricas que produzem todos os elementos pesados, nosso mundo e tudo nele também vêm da poeira estelar.
Nuvens dele, consistindo principalmente de moléculas de gás hidrogênio, flutuam no frio inimaginável do espaço até que a gravidade os obriga a entrar em colapso e formar estrelas.
Todas as estrelas são criadas da mesma forma, mas, como as pessoas, elas ocorrem em muitas variações. O determinante primário das características das estrelas é a quantidade de poeira estelar envolvida em sua formação.
Algumas estrelas são muito grandes e têm vidas curtas e espetaculares, enquanto outras são tão pequenas que mal tinham massa suficiente para se tornar uma estrela em primeiro lugar, e essas vidas são extremamente longas. O ciclo de vida de uma estrela, como a NASA e outras autoridades espaciais explicam, é altamente dependente da massa.
Estrelas com aproximadamente o tamanho de nosso sol são consideradas pequenas estrelas, mas não são tão pequenas quanto as anãs vermelhas, que têm uma massa cerca da metade da do sol e estão tão próximas de serem eternas quanto uma estrela pode obter.
O ciclo de vida de uma estrela de baixa massa como o sol, classificado como estrela de sequência principal do tipo G (ou uma anã amarela), dura cerca de 10 bilhões de anos. Embora estrelas desse tamanho não se tornem supernovas, elas terminam suas vidas de maneira dramática.
A formação de um Protostar
A gravidade, a força misteriosa que mantém nossos pés colados ao chão e os planetas girando em suas órbitas, é responsável pela formação de estrelas. Nas nuvens de gás interestelar e poeira que flutuam ao redor do universo, a gravidade coalece moléculas em pequenos aglomerados, que se libertam de suas nuvens-mãe e se tornam protoestrelas. Às vezes, o colapso é precipitado por um evento cósmico, como uma supernova.
Em virtude de seu aumento de massa, os protoestrelas são capazes de atrair mais poeira estelar. A conservação do momento faz com que a matéria em colapso forme um disco rotativo, e a temperatura aumenta por causa do aumento da pressão e da energia cinética liberada pelas moléculas de gás atraídas para o centro.
Acredita-se que vários protoestrelas existam na Nebulosa de Órion, entre outros lugares. Os muito jovens são difusos demais para serem visíveis, mas acabam ficando opacos à medida que se fundem. Quando isso acontece, o acúmulo de matéria retém a radiação infravermelha no núcleo, o que aumenta ainda mais a temperatura e a pressão, impedindo eventualmente que mais matéria caia no núcleo.
O envelope da estrela continua a atrair matéria e crescer, no entanto, até que algo incrível ocorra.
A centelha termonuclear da vida
É difícil acreditar que a gravidade, que é uma força comparativamente fraca, possa precipitar uma cadeia de eventos que leva a uma reação termonuclear, mas é isso que acontece. À medida que o protostar continua a acumular matéria, a pressão no núcleo se torna tão intensa que o hidrogênio começa a se fundir em hélio, e o protostar se torna uma estrela.
O advento da atividade termonuclear cria um vento intenso que pulsa da estrela ao longo do eixo de rotação. O material que circula ao redor do perímetro da estrela é ejetado por esse vento. Esta é a fase T-Tauri da formação de estrelas, caracterizada por vigorosa atividade superficial, incluindo explosões e erupções. A estrela pode perder até 50% de sua massa durante esta fase, que para uma estrela do tamanho do sol dura alguns milhões de anos.
Eventualmente, o material ao redor do perímetro das estrelas começa a se dissipar, e o que resta coalescer em planetas. O vento solar diminui e a estrela se estabelece em um período de estabilidade na sequência principal. Durante esse período, a força externa gerada pela reação de fusão do hidrogênio ao hélio, ocorrendo no núcleo, equilibra a atração interna da gravidade, e a estrela não perde nem ganha matéria.
Ciclo de vida de uma estrela pequena: sequência principal
A maioria das estrelas no céu noturno são estrelas de sequência principal, porque esse período é, de longe, o mais longo no tempo de vida de qualquer estrela. Enquanto na sequência principal, uma estrela funde hidrogênio em hélio, e continua a fazê-lo até que seu combustível de hidrogênio se esgote.
A reação de fusão ocorre mais rapidamente em estrelas massivas do que em estrelas menores; portanto, estrelas massivas queimam mais quente, com uma luz branca ou azul, e queimam por um tempo mais curto. Enquanto uma estrela do tamanho do sol dura 10 bilhões de anos, um gigante azul super maciço pode durar apenas 20 milhões.
Em geral, dois tipos de reações termonucleares ocorrem em estrelas da sequência principal, mas em estrelas menores, como o sol, apenas um tipo ocorre: a cadeia próton-próton.
Os prótons são núcleos de hidrogênio e, no núcleo de estrelas, viajam rápido o suficiente para superar a repulsão eletrostática e colidem para formar núcleos de hélio-2, liberando um v-neutrino e um pósitron no processo. Quando outro próton colide com um hélio-2 recém-formado núcleo, eles se fundem no hélio-3 e liberam um fóton gama. Finalmente, dois núcleos de hélio-3 colidem para criar um núcleo de hélio-4 e mais dois prótons, que continuam a reação em cadeia; portanto, no geral, a reação próton-próton consome quatro prótons.
Uma sub-cadeia que ocorre na reação principal produz berílio-7 e lítio-7, mas esses são elementos de transição que combinam, após colisão com um pósitron, criar dois núcleos de hélio-4. Outra sub-cadeia produz berílio-8, que é instável e espontaneamente se divide em dois núcleos de hélio-4. Esses subprocessos representam cerca de 15% da produção total de energia.
Sequência Pós-Principal - Os Anos Dourados
Os anos dourados do ciclo de vida de um ser humano são aqueles em que a energia começa a diminuir, e o mesmo se aplica a uma estrela. Os anos dourados de uma estrela de baixa massa ocorrem quando a estrela consumiu todo o combustível de hidrogênio em seu núcleo, e esse período também é conhecido como sequência pós-principal. A reação de fusão no núcleo cessa e o invólucro externo de hélio entra em colapso, criando energia térmica à medida que a energia potencial no invólucro em colapso é convertida em energia cinética.
O calor extra faz com que o hidrogênio na concha comece a se fundir novamente, mas desta vez, a reação produz mais calor do que quando ocorreu apenas no núcleo.
A fusão da camada de concha de hidrogênio empurra as bordas da estrela para fora e a atmosfera externa se expande e esfria, transformando a estrela em um gigante vermelho. Quando isso acontecer com o sol em cerca de 5 bilhões de anos, ele expandirá metade da distância da Terra.
A expansão é acompanhada pelo aumento da temperatura no núcleo, à medida que mais hélio é despejado pelas reações de fusão de hidrogênio que ocorrem na casca. Fica tão quente que a fusão do hélio começa no núcleo, produzindo berílio, carbono e oxigênio, e uma vez que essa reação (chamada de flash de hélio) começa, ela se espalha rapidamente.
Após a exaustão do hélio na concha, o núcleo de uma pequena estrela não pode gerar calor suficiente para fundir os elementos mais pesados que foram criados, e a concha ao redor do núcleo entra em colapso novamente. Esse colapso gera uma quantidade significativa de calor - o suficiente para iniciar a fusão do hélio na carapaça - e a nova reação inicia um novo período de expansão, durante o qual o raio das estrelas aumenta em até 100 vezes o raio original.
Quando nosso sol atingir esse estágio, ele se expandirá além da órbita de Marte.
Estrelas do tamanho do sol se expandem para se tornarem nebulosas planetárias
Qualquer história do ciclo de vida de uma estrela para crianças deve incluir uma explicação das nebulosas planetárias, porque são alguns dos fenômenos mais marcantes do universo. O termo nebulosa planetária é um nome impróprio, porque não tem nada a ver com planetas.
É o fenômeno responsável pelas imagens dramáticas do Olho de Deus (a nebulosa Helix) e outras imagens que povoam a Internet. Longe de ser planetária na natureza, uma nebulosa planetária é a assinatura de um desaparecimento de pequenas estrelas.
À medida que a estrela se expande para sua segunda fase gigante vermelha, o núcleo desmorona simultaneamente em uma anã branca super quente, que é um denso remanescente que tem a maior parte da massa da estrela original compactada em uma esfera do tamanho da Terra. A anã branca emite radiação ultravioleta que ioniza o gás na concha em expansão, produzindo cores e formas dramáticas.
O que sobra é uma anã branca
As nebulosas planetárias não são duradouras, dissipando-se em cerca de 20.000 anos. A estrela anã branca que permanece depois que uma nebulosa planetária se dissipou, no entanto, é muito duradoura. É basicamente um pedaço de carbono e oxigênio misturado com elétrons que são tão compactos que se diz degenerados. De acordo com as leis da mecânica quântica, elas não podem mais ser comprimidas. A estrela é um milhão de vezes mais densa que a água.
Nenhuma reação de fusão ocorre dentro de uma anã branca, mas ela permanece quente em virtude de sua pequena área superficial, o que limita a quantidade de energia que irradia. Eventualmente, esfriará para se tornar um pedaço preto e inerte de carbono e elétrons degenerados, mas isso levará de 10 a 100 bilhões de anos. O universo não tem idade suficiente para que isso ocorra ainda.
A massa afeta o ciclo de vida
Uma estrela do tamanho do sol se tornará uma anã branca quando consumir seu combustível de hidrogênio, mas uma estrela com uma massa em seu núcleo de 1,4 vezes o tamanho do sol experimenta um destino diferente.
Estrelas com essa massa, conhecida como limite de Chandrasekhar, continuam a entrar em colapso, porque a força da gravitação é suficiente para superar a resistência externa da degeneração de elétrons. Em vez de se tornarem anãs brancas, elas se tornam estrelas de nêutrons.
Como o limite de massa de Chandrasekhar se aplica ao núcleo depois que a estrela irradia grande parte de sua massa, e como a massa perdida é considerável, a estrela deve ter cerca de oito vezes a massa do sol antes de entrar na fase gigante vermelha para se tornar uma estrela. Estrêla de Neutróns.
Estrelas anãs vermelhas são aquelas com massa entre metade e três quartos da massa solar. Eles são os mais legais de todas as estrelas e não acumulam tanto hélio em seus núcleos. Consequentemente, eles não se expandem para se tornarem gigantes vermelhos quando esgotam seu combustível nuclear. Em vez disso, eles se contraem diretamente em anãs brancas sem a produção de uma nebulosa planetária. Porém, como essas estrelas queimam muito lentamente, levará muito tempo - talvez até 100 bilhões de anos - antes que uma delas sofra esse processo.
Estrelas com massa inferior a 0,5 massa solar são conhecidas como anãs marrons. Eles não são realmente estrelas, porque quando se formaram, eles não tinham massa suficiente para iniciar a fusão de hidrogênio. As forças compressivas da gravidade geram energia suficiente para que essas estrelas irradiem, mas com uma luz quase imperceptível na extremidade vermelha do espectro.
Como não há consumo de combustível, não há nada para impedir que uma estrela assim permaneça exatamente do jeito que está enquanto o universo durar. Pode haver um ou muitos deles na vizinhança imediata do sistema solar e, por brilharem tão vagamente, nunca saberíamos que estavam lá.