Quando as estrelas morrem. Amanda Goldani Rodrigues Peixoto Administração Manhã

Transcrição

1 Quando as estrelas morrem Amanda Goldani Rodrigues Peixoto Administração Manhã Você já parou para se perguntar o que são as estrelas, se elas permanecerão iguais para sempre ou se algum dia irão morrer? Se já fez isto sabe porque este é um assunto tão fascinante e que inspira curiosidade, uma curiosidade de descobrir cada vez mais sobre o nosso universo e de conhecer coisas que só pensamos existir em nossa imaginação, pois, como afirmou Albert Einstein, o pensamento lógico pode te levar de A à B, mas a imaginação te leva a qualquer lugar do universo e, talvez, o que imaginamos possa existir em algum ponto longínquo e momentaneamente intangível para nós seres humanos; contudo, se você nunca tentou responder tais perguntas, em poucas linhas irá entender porque conhecer, mesmo que uma pequena parcela do universo, é tão magnífico e surpreendente. Por isso, o motivo pelo qual foi feita a escolha desta temática resume-se ao fato de que o céu está a todo o momento ao alcance de nossos olhos, nos instigando uma vontade de conhecer o que está lá fora esperando para ser descoberto ou compreendido; assim, conhecer um pouco sobre a evolução da vida de uma estrela deve ser tão fantástico como quase poder tocá-la por mais que isso seja completamente desaconselhável e impossível. Dessa forma, pondo de lado as divagações, o presente artigo visa, primeiramente, tentar conceituar de forma breve o que são estrelas e explicar o que é considerado a sequência principal das mesmas; bem como demonstrar a evolução final de estrelas com diferentes massas; o que são as chamadas explosões de supernovas e porque ocorrem; e, por fim, o que delas se originam. Sendo assim, podemos afirmar que estrelas são corpos celestes que emitem radiação, em forma de luz e calor, através da produção de energia por fusão nuclear. A fusão nuclear de uma estrela inicia-se quando o núcleo desta adquire calor suficiente para que possa transformar quatro átomos de hidrogênio em um átomo de hélio, produzindo energia. Sendo que enquanto a estrela permanecer queimando hidrogênio em seu núcleo, esta permanecerá estável, pois a pressão nuclear (ocorrida de dentro para fora) e a pressão gravitacional (ocorrida de fora para dentro) estarão em equilíbrio hidrostático, ou seja, não permitirão que a estrela entre em colapso. Por isso, podemos chamar esta fase em que há estabilidade e

2 produção de hélio no núcleo da estrela de sequência principal; fase que terminará quando cerca de 10% da quantidade total do hidrogênio existente na estrela for consumido. Assim, quando a estrela após ter passado pelas fases de gigante e supergigante, ou ter se tornado uma Wolf-Rayet não for mais capaz de realizar fusão nuclear, podemos afirmar, então, que esta morrerá. Mas, a partir deste momento, conforme Oliveira e Saraiva (2004): O destino final das estrelas, depois de consumir todo o seu combustível nuclear, depende de duas coisas: primeiro, se a estrela é simples ou se faz parte de um sistema binário ou múltiplo (...); e segundo, de sua massa inicial. Considerando apenas sua massa, se a estrela possuir menos de 0,8 1 massas solares ela ainda não evoluiu para além da sequência principal isto porque estrelas com esta quantidade de massa precisam de mais tempo do que a idade do universo, estimada em 13,7 bilhões de anos, para queimar todo o hidrogênio presente em seu núcleo, considerando, ainda, que quanto maior for a massa da estrela, mais rápido ela queimará seu combustível; conforme a equação abaixo: Podemos perceber, então, que seriam necessários, no mínimo, 15 bilhões e meio de anos para que a sequência principal destas estrelas com menos de 0,8 massas solares terminasse. Dessa forma, para complementar a informação acima, também, podemos afirmar que o Sol levará 10 bilhões de anos para passar pela sequência principal, que a estrela Rigel, com 18 massas solares, levará cerca de 31 milhões de anos e que, para as estrelas Wolf-Rayet, este período poderá durar de 16 milhões, se a estrela possuir 25 massas solares, à 1 milhão de anos, se a estrela possuir 100 massas solares. Mas, retornando às diferenças evolutivas de uma estrela, se esta possuir entre 0,8 e 10 massas solares se tornará uma anã-branca; se possuir entre 10 e 25 massas solares, a estrela explodirá como uma supernova do tipo II e terminará como uma estrela de nêutrons; e, por 1 Uma massa solar corresponde à 1,9891 x kg ou mais do que 300 mil Terras. Portanto, este tipo de estrela com menos de 0,8 massas solares possuirá, no máximo, 1,59128 x kg.

3 fim, se possuir entre 25 e 100 massas solares originará ao final de sua evolução um buraco negro. Contudo, se a estrela iniciar sua vida com mais de 100 massas solares, ela ejetará a maior parte de sua massa ainda na sequência principal (...) e depois evoluirá como uma estrela de até 100 massas solares (Oliveira e Saraiva, 2004). Figura 1 Evolução de estrelas com diferentes massas Por conseguinte, nem todas as estrelas destinadas a se tornarem anãs-brancas permanecem como tal: se estas estrelas constituírem um sistema binário ou múltiplo, existe a possibilidade de que a estrela companheira transfira uma parcela de sua massa para a anãbranca durante seu período de gigante vermelha, que ocorre após a sequência principal, quando o núcleo já não mais queima hidrogênio e se contrai enquanto as camadas externas expandem-se, fazendo com que a luminosidade da estrela aumente e sua temperatura superficial caia enquanto o núcleo se aquece (conforme o diagrama H-R, ao lado, que demonstra a relação existente entre a luminosidade de uma estrela e sua temperatura superficial). Assim, se, com a transferência feita pela estrela companheira, a massa da anã-branca ultrapassar a de Chandrasekhar

4 (correspondente ao limite de massa suportável por uma anã-branca) ela explodirá como uma supernova tipo Ia. Sendo que o aumento da quantidade de calor da estrela a uma temperatura extrema em decorrência à transferência de massa causará a queima explosiva do carbono, fazendo, consequentemente, com que sejam produzidos diversos elementos químicos e, principalmente, uma grande quantidade de átomos de ferro que serão liberados no espaço após o colapso da antiga anã-branca. Entretanto, é com as estrelas de massa superior a 10 massas solares conhecidas como estrelas massivas ou supermassivas que as supernovas acontecem mais frequentemente: existem registros da ocorrência de supernovas desde 1300 a.c.; em 1987, por exemplo, a explosão da estrela Sanduleak foi a primeira visível a olho nu desde 1604, permitindo, também, a primeira detecção dos neutrinos emitidos durante a explosão. Nessas estrelas destinadas a se tornarem supernovas, mesmo com o término da sequência principal, a temperatura nuclear é extremamente alta cerca de bilhões de graus Kelvin, permitindo que os elementos presentes na Tabela Periódica sejam produzidos sucessivamente a partir do hélio e do carbono até o ferro. Sendo que quando constitui-se de ferro, Oliveira e Saraiva (2004) afirmam que: O núcleo [da estrela] colapsa violentamente em alguns segundos, sob o peso de sua própria atração gravitacional, sem ter outro combustível para liberar energia nuclear. As camadas superiores, contendo aproximadamente 90% da massa colapsam, então, sobre este núcleo e, após o comprimirem até o limite das leis físicas, são empurradas para fora com velocidade de milhares de quilômetros por segundo. Dessa forma, podemos observar uma supernova do tipo Ib, desde que a estrela de que teve origem seja uma Wolf-Rayet, ou seja, uma estrela supermassiva envolta por camadas de gás e poeira ejetadas pela mesma; ou uma supernova do tipo II mas é importante ressaltar que a principal diferença entre os tipos de supernovas existentes é que as do tipo I não apresentam hidrogênio e as do tipo II, sim. Assim, o que restar destas supernovas será, respectivamente, um buraco negro ou uma estrela de nêutrons. As estrelas de nêutrons se originam de supernovas de estrelas de tamanho intermediário (com 10 a 25 massas solares): a enorme pressão gravitacional originada pela explosão das camadas externas da estrela força os elétrons livres para dentro dos núcleons e, a partir do decaimento beta inverso, elétrons e prótons transformam-se em nêutrons e liberam uma gigantesca quantidade de neutrinos; conforme o processo abaixo:

5 Deste modo, exemplos de estrelas que podem se tornar estrelas de nêutrons após explodirem como supernovas são as estrelas Rigel e Betelgeuse, ambas localizadas na constelação de Órion. Já os buracos negros surgem das antigas estrelas Wolf-Rayet que explodiram como supernovas; estes possuem um imenso campo gravitacional do qual nem a luz é capaz de escapar; sendo que uma estrela candidata a tornar-se um buraco negro é Cygnus X-1, situada na constelação de mesmo nome. Portanto, as estrelas não são apenas simples pontos brilhantes que iluminarão a noite para todo o sempre, mas, sim, uma miríade de pontos brilhantes extremamente complexos e fascinantes que algum dia, por motivos já explicados, deixarão de brilhar. Além disso, as estrelas, a partir de seu entendimento, também nos permitem conhecer um pouco mais sobre a história do nosso universo, pois é em seu núcleo que, em decorrência de fusões nucleares, diversos elementos químicos que poderão originar outras estrelas, planetas e até nós, seres humanos, são sintetizados; porque definitivamente, como afirmou Carl Sagan, somos feitos de poeira de estrelas. REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS: Física e Astronomia. Acesso em novembro de Disponível em < OLIVEIRA, Kepler de. Novas, supernovas e hipernovas. Acesso em novembro de Disponível em < ; SARAIVA, Maria de Fátima. Evolução final das estrelas. Acesso em novembro de Disponível em < Astronomia e Astrofísica. Livraria da Física: São Paulo, 2004.