O Ciclo de Vida das Estrelas

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1 1 de 5 27/11/ :14 Página Inicial Voltar para Ciências O Ciclo de Vida das Estrelas J. R. Araújo Ao olharmos o céu durante a noite, vemos belas e pequeninas luminárias ao que chamamos de estrelas. Essas coisinhas brilhantes sempre impressionaram os homens desde tempos imemoriais. Alguns viam nas estrelas as luzes das casas dos deuses, outros imaginavam serem as estrelas partes dos corpos dos próprios deuses, ou o espírito dos antepassados; uns imaginavam serem os olhos de monstros ferozes, enquanto outros, ainda, se utilizavam das estrelas como indicativo das direções a serem tomadas nas rotas das viagens marinhas ou terrestres. Na verdade, nem todas são estrelas; algumas dessas luminárias são nossos vizinhos, os planetas, que, refletindo a luz recebida do Sol, confundem-se com as estrelas verdadeiras. O nosso Sol é uma estrela. Mas o que vem a ser uma estrela? Quando em algum lugar do Universo, existe uma imensa quantidade de matéria, conhecida como nebulosa, formada de poeira e gás que devido à grande força gravitacional é contraída, o volume diminui, aumentando as colisões e fricções entre as partículas dessa nuvem de matéria, Há um aumento considerável da temperatura e pressão no interior da nuvem. À medida que o volume diminui, a pressão, a fricção e a temperatura aumentam, até um ponto em que a nuvem de matéria começa a brilhar. Nesse momento é chamada de Protoestrela e pode permanecer nessa fase por uns 50 milhões de anos. Fig 01 - Nebulosa Trifid Fig 02 - Nebulosa Binária AB7 Caso a massa da proto-estrela seja pequena (menor que 80 vezes a massa do planeta Júpiter), ela se tornará uma Anã Marrom, que é um tipo de corpo celeste escuro, dificilmente visível, pois não emite luz própria nem reflete luz. Se a massa da proto-estrela for suficiente, o processo de contração e aumento de temperatura continua, até que a temperatura no centro atinja um mínimo de 3 milhões de graus Celcius ( 3,0 x 10 6 ºC), ponto em que ocorre a fusão nuclear, quando os átomos de Hidrogênio fundem-se uns aos outros formando átomos de Hélio e liberando uma grande quantidade de energia. Nesse momento nasce uma estrela. Fig 03 - Anã Marrom A grande maioria das estrelas tendo uma massa aproximadamente igual a do Sol percorre uma

2 2 de 5 27/11/ :14 seqüência de desenvolvimento conhecida em Astronomia como Seqüência Principal. Dependendo da massa inicial, uma estrela pode trilhar a Seqüência Principal ou dois outros caminhos em sua evolução. Este termo, Seqüência Principal, aparece como uma característica no Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), assim chamado devido aos cientistas Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell que estudaram as relações entre a magnitude, brilho, cor, classe espectral, massa e temperatura na superfície das estrelas. Temos acima uma simplificação do Diagrama H-R, onde os valores no eixo vertical toma a luminosidade do Sol como valor comparativo (Sol =1) e temos luminosidades cem vezes maior (10 2 ), dez mil ( 10 4 ), hum milhão ( 10 6 ) ou cem vezes ( 10-2 ), dez mil vezes ( 10-4 ) menores que a do Sol. Notemos como próximo da temperatura de ºK as estrelas têm baixa luminosidade, típico das estrelas recém surgidas. À medida que a temperatura aumenta (devido ao incremento da taxa de energia gerada por fusão), a luminosidade também aumenta. As cores vermelhas denotam baixa temperatura, enquanto as azuis são muito quentes e as brancas são as mais quentes, com a temperatura na superfície atingindo ºK. Podemos ver ainda como após consumir todo o Hidrogênio, a estrela (dependendo da massa) se torna uma Gigante Vermelha ou uma Super Gigante, mantendo a mesma luminosidade, enquanto diminui a temperatura na sua superfície. Isto é devido ao fato de que quando a estrela aumenta de volume, a sua temperatura superficial é redistribuída por uma superfície esférica crescentemente maior, diminuindo em conseqüência sua temperatura superficial média, ao mesmo tempo que mantém a mesma luminosidade ou quantidade de energia emitida. As anãs são igualmente quentes, embora tenham menor luminosidade devido às suas dimensões. No estágio de Gigantes ou Super-gigantes Vermelhas, as estrelas iniciam a síntese (por fusão nuclear) dos elementos mais

3 3 de 5 27/11/ :14 pesados, após consumirem todo seu Hidrogênio combustível. No gráfico ao lado, temos que bx - corresponde à dimensão aproximada do raio da Terra (6.400 Km). O segmento ax - apresenta uma dimensão típica igual a 5 UA. Uma Unidade Astronômica (UA), vem a ser a distância média entre a Terra e o Sol, que é da ordem de Km. A evolução de uma estrela depende muito de sua massa. Estrelas com uma massa muito grande têm um ciclo de vida bem mais curto do que estrelas com uma massa próxima da massa do Sol, as quais têm uma vida ativa média de 10 bilhões de anos, por exemplo. Assim quanto mais massiva for uma estrela, menor será seu período de atividade. Os astrônomos e astrofísicos costumam utilizar a massa e a luminosidade do Sol como parâmetros comparativos. Estrelas com massa até 1,5 vezes a massa do nosso Sol alcançam equilíbrio hidrostático e são estáveis, no que se refere a tamanho, brilho e luminosidade. Passam 90% de seu período de existência evolutiva seguindo a seqüência prevista e ao consumirem todo o seu Hidrogênio (H), transmutando-o em Hélio (He) via fusão, A estrela agora é uma Gigante Vermelha, que aumenta consideravelmente de volume. Nesta fase começa a síntese do Hélio em Carbono (C) e sucessivamente em elementos mais pesados como Neônio (Ne), Oxigênio (O), Silício (Si) até que o núcleo da estrela seja completamente formado de átomos de Ferro (Fe) ou Níquel (Ni), que são elementos muito pesados, estáveis e inertes. Esta é a fase em que a Gigante Vermelha se torna uma nuvem planetária (termo que nada tem a ver com planetas) quando grande parte da massa da estrela é expelida e passa a orbitar em torno do centro. Em seguida o núcleo agora formado quase que inteiramente de Ferro ou Níquel se contrai e a estrela passa a ser uma Anã Branca. Todo o seu núcleo de Ferro ou Níquel atinge uma temperatura altíssima, muito maior que qualquer outra estrela, sendo por isso muito brilhante. Eventualmente a estrela perde calor, apaga-se gradativa e lentamente até ser um corpo inteiramente escuro, de ferro, muito denso; uma estrela anã escura. Estrelas com massa compreendida entre 1,5 e 3,0 vezes a massa do Sol, alcançam o auge de temperatura superficial como gigantes azuis ( ºK ). Após consumir todo o seu Hidrogênio, transmutando-o em Hélio, se tornam uma Super-gigante Vermelha, sintetizando elementos mais pesados num processo muito mais rápido do que para estrelas menores. A camada exterior se expande imensamente e ela passa à fase seguinte, como uma Super-nova que é a explosão que marca o fim da estrela. Em um período curto de tempo a estrela emite mais energia do que foi capaz de produzir em toda sua existência. O brilho pode atingir uma

4 4 de 5 27/11/ :14 luminosidade de muitos milhares vezes o brilho do Sol e irradia mais energia do que o conjunto de todas as outras estrelas da galáxia a que pertencem. Após essa imensa explosão, o núcleo aliviado da imensa pressão anterior outra vez se contrai violentamente, formando uma Estrela de Nêutrons, com os elétrons se fundindo aos prótons, formando nêutrons e liberando uma quantidade gigantesca de energia. A estrela que antes media milhares de quilômetros de diâmetro, agora mede cerca de 8 a 16 Km. apenas, com uma densidade altíssima, girando rapidamente em torno do próprio eixo (rotação). Nos casos em que exista um forte campo magnético, a Estrela de Nêutrons é chamada de Pulsar. Quando a massa é maior que 3,0 vezes a massa do Sol, o processo é semelhante ao descrito acima, exceto que após a explosão da Super-nova, a contração devida ao campo gravitacional gerado pela imensa quantidade de massa é tão violenta que todo sistema entra em total colapso e torna-se uma Singularidade, um Buraco Negro. Este é o caso mais dramático de todos, envolvendo todo o processo de nascimento e morte de uma estrela. As forças envolvidas são inimagináveis, desde a Proto-estrela, até a formação de uma Estrela Escura, uma Estrela de Nêutrons ou um Buraco Negro, o espetáculo é de rara beleza. Na figura ao lado tudo que restou da explosão final de uma estrela em Cassiopéia lançando bilhões de toneladas de matéria no espaço cósmico. Nas explosões das Supernovas, muitos elementos sintetizados no interior das estrelas são ejetados para o espaço. São elementos como Fig 04 - Cassiopéia Hidrogênio, Hélio, Carbono, Nitrogênio, Oxigênio, Sódio, Potássio, Cloro, Magnésio, Cálcio, Enxofre, Berílio, Manganês, Cobre, enfim, todos os elementos que compõem a vida. Não é exagero dizer que a matéria prima da vida é totalmente produzida nas estrelas e que todos nós, organismos viventes somos, por extensão, produtos de um lugar e de um passado bem distante: todos filhos das estrelas. Recife, 15/04/2006 Créditos Fig 03 - concepção artística de Pat Rawlings em artigo da edição da Scientific American de 21/ 05/ 2000 "The Discovery of Brown Dwarfs" por Gibor Basri Fig 01 - davesspacepage.250free.com/ Fig 02 - davesspacepage.250free.com/ Fig 04 - foto Nasa/ JPL-Caltech /O.Krause (Stewartd observatory) - davesspacepage.250free.com

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