Dieta Estelar

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Imagine só a situação: Um belo dia, dois camaradas chamados Heinrich Vogt e Henry Norris Russell chegam para você e lhe perguntam seu peso (a rigor seria a massa, mas continuemos assim). Você, extremamente interessado no que eles tem a lhe falar, prontamente diz o número que viu na balança do seu banheiro algumas horas antes. Sem levar em conta pequenos desvios (que podem se tornar grandes dependendo do tamanho do seu almoço), esses camaradas conseguem, depois de algumas contas, te dizer como será todo o resto de sua vida, inclusive a data e causas de sua morte.

A vida seria muito chata se realmente fosse assim. MAS, em astronomia, existe um ente que segue aproximadamente essa história: as estrelas. Segundo o Teorema de Vogt-Russell: Todos os parâmetros de uma estrela (sua luminosidade, tamanho, raio e temperatura) são determinados primeiramente pela massa. A ênfase em aproximadamente e primeiramente deve-se ao fato que o Teorema só é válido durante uma fase especial da vida das estrelas chamada de sequência principal, onde elas queimam hidrogênio em hélio em seus interiores. A rigor, também deve ser levada em conta a composição química inicial da estrela.

evolution

A figura acima (para uma versão mais caprichada e com explicações em inglês clique aqui) mostra um diagrama esquemático da evolução temporal de estrelas que vão desde (aproximadamente) 1/10 até 100 vezes a massa do nosso Sol (para quem estava se perguntando, a massa do nosso querido Sol é 2×1030kg, ou 2.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000kg, para quem não está acostumado com a notação científica). Para comparação, a evolução do nosso Sol é mostrada na terceira linha horizontal, contando de baixo para cima.

O que está representado na figura nada mais é do que um processo cíclico. As estrelas nascem a partir de nuvens de gás e, após sua evolução, a maioria delas contribui para o enriquecimento de outras nuvens de gás, que darão origem à próxima geração estelar. A maior diferença mostrada na figura são as escalas de tempo envolvidas na evolução das estrelas, bem como o final da vida de cada uma. Quanto maior a massa da estrela, maior será a temperatura atingida em seu centro. Consequentemente, as reações nucleares ocorrerão em escalas de tempo menores e a estrela evoluirá mais rápido, “morrendo” antes das outras. Ou seja, enquanto uma estrela leve pode viver bilhões de anos, outra estrela mais pesada evolui rapidamente em alguns milhões de anos (Será que o fato do nosso Sol estar “calmo” já há alguns bilhões de anos tem alguma relação com o fato da vida ter surgido na Terra? Alguém da equipe se habilita a escrever sobre isso?). Outro ponto importante na figura são as cores dos objetos. Os de cor azul são mais quentes que os de cor vermelha. A evolução estelar geralmente é descrita para três intervalos de massa:

Massas baixas – Para as estrelas das duas primeiras linhas da figura, a vida não tem nada de emocionante. Sua temperatura superficial está em torno de 4000o Celcius (lembre que o pernil de natal no forno convencional está a uns 300oC). Algumas delas nem conseguem iniciar as reações nucleares em seus interiores e se tornam anãs marrons. Algumas um pouquinho mais pesadas ainda conseguem fazer alguma coisa da vida e terminam como anãs brancas. Estas porém não contribuem para o enriquecimento químico do meio onde vivem. Já para o Sol (em temperatura superficial de 5775oC) a situação é (um pouco) melhor: ele vai passar uns tantos bilhões de anos convertendo Hidrogênio em Hélio em seu núcleo. Quando o combustível se esgotar e ele entrar em crise existencial, depois de algum tempo ele torna uma gigante vermelha. Passado algum tempo, o Sol ficará preocupadíssimo com seu peso, e tornar-se-á uma Nebulosa Planetária (nesse ponto a Terra já virou história). Após livrar-se calmamente de seu excesso de peso (que enriquecerá o meio onde ele está), nosso querido Sol envelhece e se aposenta como uma anã branca de carbono. E se, por ventura, parasse para conversar com uma estrela mais jovem e disposta, provavelmente teríamos algo como uma Supernova tipo Ia.

Massas intermediárias – Para os fãs de ação a coisa começa a melhorar. Nesses casos (digamos linhas 4 e 5 da figura), o centro da estrela é tão quente que a queima de hidrogênio é muito mais eficiente e rápida, utilizando elementos como carbono, nitrogênio e oxigênio como catalisadores. Após passar por instabilidades gravitacionais e outras fases de queima de elementos químicos, tanto em seu núcleo quanto em camadas mais externas, a estrela chega em um nível de stress que nem ela própria se aguenta mais. Eis que surge a Supernova de tipo II. É um evento muito, mais muito energético mesmo. A energia liberada é tanta que todos os elementos químicos da tabela periódica são produzidos. O núcleo da estrela colapsa e ejeta material com velocidades da ordem de dezenas de milhares de km por segundo (bem mais rápido que os 120 km por hora permitidos em algumas rodovias).É um dos eventos que mais contribui para o enriquecimento químico no Universo. Depois de tanta força só poderia sobrar mesmo uma estrela de nêutrons (para estrelas que nascem com 6-10 vezes a massa do Sol) ou um buraco negro (objetos com mais de 10 vezes a massa do Sol). As estrelas de nêutrons recém formadas podem atingir temperaturas de até 100.000.000.000oC em seus centros.

Massas altas – Reflexões de uma mãe de estrela muito massiva: “Essas crianças crescem tão rápido! Só uns milhões de anos e já estão aí, enriquecendo o meio com seu conteúdo!”. Aqui é que a situação fica séria. Algumas estrelas ainda explodem como Supernovas tipo II e se tornam buracos negros. Mas algumas são tão grandes e pesadas que nem isso mais elas conseguem. Viram direto um buraco negro. Lembrando que um buraco negro é um ente muito pesado e denso. Sendo assim, a atração gravitacional perto dele é tanta que nem a luz consegue escapar. Quer saber o que é, realmente, um Buraco Negro?? Existem muitas especulações sobre a massa limite de uma estrela. Esse número (que pode chegar até 100 vezes a massa do Sol em alguns modelos) é assunto de debate, e depende de inúmeras variáveis. Em um dos próximos posts sobre populações estelares tentarei escrever um pouco mais a respeito.

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10 Respostas to “Dieta Estelar”

  1. fabiô Says:

    8 anos de estudo pra escrever um post ein, quem diria. haha

  2. Censo Demográfico da Via Láctea – Introdução « Café com Ciência Says:

    […] By Vinicius Placco Após tratarmos dos mapas da Via Láctea, berçários e tipos de estrelas, além de um par de outras galáxias próximas e muito importantes, chegou a hora de […]

  3. Censo Demográfico da Via Láctea – População I « Café com Ciência Says:

    […] de anos. Essas estrelas são, em sua maioria, muito quentes e azuladas (como visto anteriormente aqui para estrelas de alta massa). Outra forma de diferenciação desses objetos é feita através da […]

  4. Censo Demográfico da Via Láctea – População II « Café com Ciência Says:

    […] anos de idade, que povoam a parte inferior (massas mais baixas) do diagrama de evolução mostrado anteriormente. Além de idosas, algumas dessas estrelas também apresentam  anemia por deficiência de ferro. […]

  5. Censo Demográfico da Via Láctea – População III « Café com Ciência Says:

    […] composto SOMENTE de hidrogênio e hélio), em um ambiente extremamente quente e denso. Como visto anteriormente, estrelas muito pesadas evoluem muito rapidamente e terminam suas vidas como supernovas de tipo II. […]

  6. Possibilidade de Adenina em Titã « Café com Ciência Says:

    […] extra for adicionado. Tal calor extra poderá ser fornecido pelo Sol. Numa fase final da evolução solar, quando este se expandir e suas camadas mais externas alcançarem a órbita da Terra […]

  7. Hiparco, Pogson e as magnitudes « Café com Ciência Says:

    […] agora tudo certo… Não! Para piorar um pouco a situação, as estrelas possuem cores (temperaturas) diferentes. Isso significa que cada uma emite quantidades diferentes de energia em diferentes […]

  8. Astrotour « Café com Ciência Says:

    […] à agência de turismo das estrelas. Mas, para não perder a viagem, você também pode ler sobre a dieta das estrelas e as últimas do […]

  9. Artigo velho é que faz pesquisa boa « Café com Ciência Says:

    […] de uma estrela de massa intermediária; já o processo-r ocorre em eventos explosivos associados à supernovas de tipo II. Sabendo então a taxa de formação dos elementos e a quantidade de matéria liberada pelo evento, […]

  10. Imagem da semana: Congestionamento de estrelas « Café com Ciência Says:

    […] estudos de evolução estelar, já que todas as estrelas nasceram praticamente ao mesmo tempo e evoluem de forma distinta de acordo com a sua massa. Encontrei essa imagem no simpático álbum de fotografias do Hubble. Para uma versão em alta […]

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