Nascimento, vida e morte de uma estrela - Mistérios do Universo

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25 de abril de 2014

Nascimento, vida e morte de uma estrela

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Aqueles pontinhos cintilantes que decoram nossos céus, são na verdade magníficas usinas termonucleares espalhadas pela malha espaço-tempo do Universo. As estrelas são corpos compostos de plasma luminoso superaquecido, estabilizadas pela gravidade e pressão. Elas possuem uma variedade de tipos, tamanhos, massas e temperaturas.

Estima-se que o número total de estrelas no Universo seja de 100.000.000.000.000.000.000. A noite, quando atmosfera da terra deixa de refletir os raios solares, vemos 8.500 estrelas a olho nu e, usando telescópios ou lunetas, vemos outra infinidade delas.
Diagrama de um ciclo de vida de todos os tipos de estrelas.
Aglomerado em formação
Nuvem molecular ou protoestrela. Uma das mais conhecidas são os Pilares da Criação, na nebulosa da Órion.

 Fase sequência principal

Estrelas com massa tipo solar (1.0 m) ou
Estrelas da Sequência Principal
Fase da Gigante Vermelha
Fase da Supergigante Vermelha
 Estrelas de massa intermediária (Cerca de 8+/- 12 m☉)
 Formação de supernovas do Tipo Ia e do Tipo II.

Estrelas com massa 15-25 M (Massa Intermediária)



Formação estelar

A formação de estrelas bem como sua evolução é um evento natural e constante desde que o Universo começou a sintetizar os átomos nos primeiros instantes após do Big Bang.

Inicialmente, nasce um aglomerado frio (cerca de 10-20k) de poeira e gás acumulados e contraídos em pontos específicos devido a força de atração gravitacional, essa nuvem é chamada de Nuvem Molecular.

Com o passar do tempo (1000 anos depois), a temperatura do gás gradativamente aumentará e as colisões entre os átomos aumentará a temperatura para milhões de graus. Essa Nuvem Molecular continua a colapsar, aumentando cada vez mais a sua temperatura, e consequentemente, de acordo com a lei dos gases perfeitos (PV=NRT), aumenta também sua pressão interna. 

Devido a estes constantes choques, e a densidade aumentada, os núcleos de hidrogênio entram em fusão nuclear.

Núcleo {densidade =100 x H20 / temperatura = 14x  k}.

Essa reação termonuclear expulsará então uma energia em forma de luz e calor por todo o sistema da estrela. Quanto mais a estrela emitir luminosidade, ou seja, emitir energia, menos tempo ela durará. Esta reação dá-se no coração das estrelas e a equação global pode representar-se por:

Energia = 6,43 x 1011 J/g de He produzido!

            Dependendo de sua massa inicial, a estrela irá formar outras à medida que a mesma se extinguir.          

            Quando a pressão interna do núcleo é bem mais que a força de atração gravitacional, a estrela entra em um colapso no final de sua vida, quando todo o hidrogênio se esgotar.



Em seu estágio inicial (protoestrela), a pressão interna aumenta sua expansão e sua temperatura diminui. A partir daí, a quantidade de matéria dentro da nuvem compactada pela gravidade oriunda do material existente ali, forma a Sequência Principal (onde há conversão de H em He), como o nosso Sol. Depois, surge a estrela de He resultante, a Gigante Vermelha. Posteriormente, os processos gravitacionais passam a converter o He em Carbono (C) e Oxigênio (O), o que aumenta seu tamanho, tornando-a uma Supergigante Vermelha. Quando os elementos se fundem novamente em nucleossíntese estelar, a Gigante Vermelha torna-se uma nebulosa planetária, composta de ferro (Fe) e carbono (C), porém muito pouco densa, em seguida a estrela torna-se em uma anã branca e depois desaparece, morrendo no espaço frio.

 A sequência principal é uma curva no Diagrama de Hertzsprung-Russell, mais exatamente uma faixa, onde a maior parte das estrelas está localizada. Estrelas localizadas nesta faixa são chamadas de estrelas de sequência principal. As mais frias são chamadas de anãs vermelhas[1]. Antes que a estrela se torne uma subgigante[2] ou Gigante Vermelha.

Ocorre que o carbono sintetizado no núcleo age como um catalizador dando ignição a uma explosão ou um colapso gravitacional (desintegração do Fe). Quando o núcleo atinge o limite de Limite de Chandrasekhar  (1.44 M☉*) inicia-se a queima de carbono a 10 trilhões de K. Temperatura suficiente para transformar o Hélio em Carbono (Explosão termonuclear). Depois disso os núcleos entram em colapso. Elementos mais pesados (Fe por exemplo), são convidados a se aglomerar no centro de massa da estrela, por ação da força de atração gravitacional que leva os elementos mais densos para o centro.

Formação dos elementos químicos em uma Supernova: Cada camada está processando a nucleossíntese, exceto o núcleo de Ferro que permanece estável crescendo até atingir a massa limite de Chandrasekhar
Formação do Carbono

Com isso a estrela expulsa 99% do material da sua superfície. A energia (pressão e temperatura) se torna maior que sua gravidade então a estrela dispersará em uma Supernova.

Ela explode em uma supernova do Tipo II. A Supernova terá massa e pressão suficiente para fundir o carbono. O que resta é um objeto ultra denso chamado de estrela de nêutrons ou um buraco negro.
Estrela de nêutrons

Quando a protoestrela é muito mais massiva que o Sol (20 a 100 massas solares), elas evoluem para as chamadas estrelas Wolf-Rayel. Essa fase não chega a explodir em supernova, porém são altamente instáveis. Elas entram diretamente em um colapso gravitacional, transformando-se em objetos chamados buracos negros. Os buracos negros são corpos onde a gravidade é tão intensa que nem a própria luz escapa.

Fontes:




[1] Uma estrela anã-vermelha, de acordo com o Diagrama de Hertzsprung-Russell é uma estrela pequena e relativamente fria da sequência principal. O seu tipo espectral pode ser K ou M. As anãs-vermelhas constituem a vasta maioria das estrelas e sua massa é menor que a metade da massa do Sol (entre 0,075 e 0,5 massas solares). A temperatura de superfície é menor que 3500K.

[2] Subgigantes são estrelas que são mais brilhantes que a da sequência principal e menos brilhantes que as Gigantes Vermelhas.

*☉ Símbolo da astronomia que representa o Sol.
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