INT R ODU ÇÃO À AS T R ONOMIA AGA E strelas III. Nascimento e E volução até a S eqüência P rincipal

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1 INT R ODU ÇÃO À AS T R ONOMIA AGA E strelas III. Nascimento e E volução até a S eqüência P rincipal Ao s ul da T r ês Marias, a Nebulos a de Órion é um magnífico ex emplar de berçário es telar. (NAS A) IAG/U S P E NOS PICAZZIO

2 6. Estrelas I I I. Nascimento e Evolução até a S eqüência Pr incipal Como e onde nascem as estrelas? De que são formadas? Por que brilham? Vivem eternamente? Embora este assunto seja amplo estas perguntas encerram um conteúdo suficiente para atingirmos o nosso objetivo. 6.9 De que são formadas as estrelas? Como sabemos, o elemento básico da matéria é o átomo. São conhecidos 103 elementos químicos (átomos): o de menor massa atômica e também de estrutura mais simples é o hidrogênio (H); o de maior massa atômica e de estrutura mais complexa é o Laurêncio (Lr). Os demais elementos químicos, dispostos em ordem crescente de massa, estão classificados na Tabela Periódica. Por ser o elemento químico mais simples, o H é o mais abundante no Universo. Em número, o hidrogênio representa cerca de 90% da amostragem de elementos químicos do Universo. Mais representativa é a amostragem por massa: cerca de 75% é de hidrogênio. Depois deste, o elemento químico mais abundante é o Hélio (He); cerca de 23%. Todos os demais elementos químicos contribuem com cerca de 2%. Evidentemente, quanto mais complexa for a estrutura do átomo, maior será a sua massa e menor a sua abundância. Essa predominância do H é que explica riqueza dos espectros estelares em linhas de hidrogênio. Quando dois ou mais átomos se agrupam eles dão origem às moléculas. A complexidade das moléculas está diretamente relacionada com a quantidade de átomos que ela agrega. Os gases são formados de moléculas. O sólido é um estado da matéria onde os elementos constituintes estão agrupados numa rede espacial definida e característica. No espaço entre as estrelas (espaço interestelar), o sólido se apresenta em forma de grãos com algumas dezenas de microns, recobertos por gases congelados e imersos em ambiente gasoso de baixíssima densidade. Átomos, gás e poeira são os constituintes básicos do material que preenche o espaço interestelar, que se apresenta na forma nuvens difusas, extremamente rarefeitas 11 e com dimensões gigantescas (cerca de 50 AL). A massa típica das nuvens interestelares difusas é da ordem de 400 M (massas do solares). A temperatura local é menor que 100 K (-173 o C). As estrelas são formadas desse material, porém em locais onde a densidade de matéria é bem maior: nas nuvens moleculares gigantes. Ricas em grãos, a densidade nessas nuvens é cerca de 10 6 átomos/cc e a temperatura entre 10 K e 30 K. Os braços da Galáxia são os locais mais propícios para a formação estelar. A Nebulosa de Órion, ao sul das Três Marias, é um belíssimo exemplo de berçário estelar (figura da capa) Do nascimento à Seqüência Principal O equilíbrio de uma nuvem molecular densa depende da relação entre as pressões interna (controlada pela temperatura local e campo magnético) e externa (controlada pela força gravitacional). A massa elevada e a densidade relativamente alta produzem uma força 11 Cerca de 10 átomos/cc. Ao nível do mar, o ar tem cerca de átomos / cc! 6-21

3 gravitacional que tende a contrair a nuvem. A pressão interna da nuvem é o agente que pode ou não impedir essa contração. Como a temperatura ambiente é baixa, a pressão interna é pequena e, em dado momento, a nuvem pode perder a auto-sustentação e entrar em colapso. De início, o movimento de contração é lento, mas aumenta gradativamente à medida em que a nuvem se contrai. No início dos anos 1900, o astrofísico britânico Sir James Jeans, baseado nesse mecanismo de contração, derivou uma equação simples que mostra que uma nuvem com cerca de M e temperatura de 50 K entra espontaneamente em colapso se ela estiver encerada em um volume com 2 pc (6,52 AL) de raio. Este limite ficou conhecido como massa de Jeans. Como esta massa é muito maior que a massa de uma estrela, conclui-se que dessa contração vão nascer muitas estrelas. As estrelas nascem de concentrações de matéria dentro da nuvem, uma espécie de glóbulos com densidade maior que a densidade média da nuvem (figura 6.16A). A contração pela gravidade é um processo progressivo: quanto maior a densidade do glóbulo, maior é autogravitação que, por sua vez, promove maior contração, que aumenta a densidade, que intensifica a auto-gravitação, que promove maior contração, etc. Uma vez iniciado, esse processo é irreversível e finaliza na formação de um embrião de estrela, denominado protoestrela. A contração da nuvem só cede quando a pressão interna suporta a compressão. Uma das leis básicas da Física é a da conservação da energia: em um processo qualquer, a energia não se perde. Ela pode ser transformada em outras espécies, mas a energia total do sistema se conserva. Durante a contração do glóbulo, a energia potencial gravitacional se transforma basicamente em energia térmica e cinética. Quanto mais a nuvem se contrai, mais ela se aquece e mais rapidamente ela gira. A densidade de massa aumenta em direção ao centro, portanto a temperatura e a pressão nas regiões centrais são cada vez maiores. O calor flui do centro quente para a superfície fria e, posteriormente, para o espaço. A proto-estrela brilha como um corpo de cor vermelho profundo. A maior parte da energia, no entanto, é irradiada no infravermelho (fora do espectro visível). Nessa fase, embora sua temperatura superficial seja baixa, sua luminosidade é elevada pois seu raio é muito grande. Durante a contração a luminosidade decresce (porque o raio diminui) muito e sua temperatura aumenta ligeiramente. No centro da proto-estrela, a temperatura e a densidade crescem mais rapidamente. A variação de tamanho, luminosidade e temperatura da proto-estrela pode ser melhor visualizada no Diagrama HR. Na figura 6.16B vê-se o trajeto 12 evolutivo de uma proto-estrela com uma massa solar. De início, a proto-estrela é imensa, brilhante, com baixa temperatura superficial e cor avermelhada. Gradativamente ela se contrai, sua luminosidade diminui, sua temperatura aumenta e sua cor se torna mais clara (do vermelho profundo ao amarelo). No Diagrama HR, esse comportamento se manifesta através de uma trajetória quase vertical. No centro da proto-estrela, densidade, temperatura e pressão vão aumentando muito. Quando a temperatura central atingir cerca de K, os átomos de H tornam-se ionizados (perdem o único elétron que possuem); posteriormente também os átomos de He tornam-se ionizados (perdem seus dois elétrons). Com a contração, os núcleos de H vão sendo comprimidos uns contra os outros, as colisões mútuas se intensificam e a temperatura aumenta ainda mais. No momento em que a temperatura central ultrapassar 10 milhões K, as colisões atômicas tornam-se tão violentas que os núcleos de H (prótons) fundem-se: é o início da fusão nuclear. Neste momento, a proto-estrela torna-se uma estrela verdadeira e entra na fase duradoura da Seqüência Principal (SP). Aqui a estrela passará a maior parte de sua vida. 12 Trajeto evolutivo de uma estrela no Diagrama HR nada tem a ver com o movimento da estrela no espaço. 6-22

4 A A Figura 6.16 (A) Perdendo a sustentação a nuvem entra em colapso e vários glóbulos podem se formar. (B) Mudanças na luminosidade e na temperatura de uma proto-estrela em contração com massa igual à do Sol. Para comparação são mostrados os casos para estrelas de maior e menor massa. (Adaptado de Chaisson & McMillan, fig. 19.7, pág 431). B Para uma estrela com 1 M a evolução pré -Seqüência Principal dura cerca de 30 milhões de anos. Quanto maior a massa inicial da proto-estrela, mais rápido ela chega à SP (Tabela 6.3). Massa (M ) Tipo espectral Tempo (anos) para chegar à SP 30 O B B A G K M Tabela 6.3 Escala de tempo da evolução pré-seqüência Principal. (Adaptado de R.R.Robbins, p.373) 6.11 Produção de energia de uma estrela da Seqüência Principal A origem da energia irradiada pelo Sol foi um mistério por longo tempo. Cálculos mostravam que a conversão de energia gravitacional em calor era insuficiente para manter o Sol brilhando durante 4,6 bilhões de anos, que é a sua idade. Baseado no fato de que o Sol é composto basicamente de elementos leves, Sir Arthur Eddington propôs, no início da década de 20, que a fusão nuclear poderia ser a fonte da energia solar. Somente na década de 30 é que o problema da fusão nuclear foi esclarecido em 6-23

5 detalhes, de início com os trabalhos de George Gamov, posteriormente, com o refinamento teórico de Hans Bethe 13 e Carl Friedrich von Weizsäker. A produção do elemento hélio (He) a partir da fusão de prótons ficou conhecida por cadeia próton-próton (Figura 6.17). Simbolicamente, essa cadeia é escrita, passo a passo, da seguinte forma: 1 H + 1 H 2 H + e + + ν; onde: 2 H é o núcleo do deutério (composto de um próton e um nêutron 14 ), e + é o pósitron (um elétron com carga positiva) e ν é o neutrino 15. O deutério, ao colidir com um próton produz um fóton de alta energia, raio gama, e um isótopo do hélio, que tem 2 prótons e 1 nêutron, ou seja: 2 H + 1 H 3 H + γ. Finalmente, da colisão entre dois 3 H, resultará um núcleo de hélio e dois prótons: 3 H + 3 H 4 H H. Dos 6 prótons envolvidos na reação, apenas 4 se fundiram para formar 1 núcleo de hélio. Cerca de 9% das reações de fusão resultam na formação do 7 Li, 7 Be e 8 Be. Mas de onde vem a energia liberada nessa reação? Comparando as massas de 4 núcleos de hidrogênio com a massa de um núcleo de hélio vê-se uma discrepância: 6, g - 6, g = 0, g ; o 1 o. termo da esquerda representa a massa de 4 átomos de H e o 2 o., a massa do He. Portanto a diferença em massa é de 0,7% 16. O que aconteceu com essa massa perdida? A resposta está na Teoria Especial da Relatividade de Albert Einstein. Segundo essa teoria, matéria e energia são duas manifestações distintas de uma coisa única, ou seja, uma se converte na outra através da famosa expressão: E = mc 2 ; [energia = massa (velocidade da luz) 2 ]. [6.11] Como c 2 é um número muito grande ( cm 2 /s 2 ), mesmo uma massa tão diminuta como a massa perdida acaba gerando uma quantidade enorme de energia, capaz de manter o Sol brilhando na mesma taxa que a atual por um período equivalente à sua idade. Em estrelas de massa maior que a solar o processo dominante é o ciclo carbononitrogênio-oxigênio (ou CNO): 13 Ganhador do prêmio Nobel de Física de Próton e nêutron têm massas iguais, mas só o próton tem carga elétrica. 15 Partícula elementar do grupo dos léptons, encontrada na natureza em três formas associadas respectivamente aos elétrons, múons e taus, que se caracterizam por ausência de carga e pelo spin 1/2.As evidências experimentais indicam que sua massa de repouso é nula mas não está totalmente descartada a possibilidade de uma massa de repouso não nula. A discussão sobre a massa do neutrino é uma das mais empolgantes da astronomia moderna. Este assunto voltará a ser discutido adiante. 16 (0, / 6, ) = 0,007 = 0,7% 6-24

6 Figura 6.17 Cadeia proton-proton: produção do hélio a partir da fusão do hidrogênio; pósitron é um elétron com carga elétrica positiva, neutrino é uma partícula elementar sem massa e sem carga elétrica, e raio gama é um fóton de altíssima energia. 12 C + 1 H 13 N + γ 13 N 13 C + e + + ν 13 C + 1 H 14 N + γ 14 N + 1 H 15 O + γ 15 O 15 N + e + + ν 15 N + 1 H 12 C + 4 He. Por serem instáveis os isótopos 13 N e 15 O decaem, respectivamente, nos elementos 13 C e 15 N, também isótopos 17. Note que o carbono-12 age como catalizador, isto é, participa da reação mas permanece imutável Tempo de vida de uma estrela Quem brilha mais forte, vive menos. Simplificadamente, poderíamos expressar assim a longevidade de uma estrela. Como vimos, quanto maior a massa da estrela maior é a quantidade de hidrogênio disponível para fusão; portanto, deve viver mais tempo. De outro lado, quanto maior a luminosidade (energia emitida por unidade de tempo), mais curto é o tempo de vida da estrela. Desta forma, o tempo de vida de uma estrela pode ser estimado através da razão entre esses dois parâmetros: M t. [6.12] L 17 Os elementos químicos estáveis são: 12 C, 14 N e 16 O. 6-25

7 Através de estudos estatísticos de estrelas da SP verifica-se a existência de uma relação entre massa e luminosidade, mais precisamente: Relacionando as duas proporcionalidades acima temos: 4 L M. [6.13] M M 1 t = = ; [6.14] 4 3 L M M ou seja, quanto maior a massa da estrela, maior é a luminosidade e menor o tempo de vida. A tabela abaixo dá as estimativas teóricas dos tempos de vida de estrelas de diferentes massas. Massa (M ) Tempo de vida na SP (anos) 60 2 milhões 30 5 milhões milhões milhões 1,5 1,6 bilhão 1 (Sol) 9 bilhões 0,1 trilhões Tabela 6.3 Tempos de vida para estrelas da Seqüência Principal Referência Chaisson, E. and McMillan, S., Astronomy Today, Prentice Hall,