Evolução estelar

"Linha do tempo" da vida do Sol

Em astronomia, evolução estelar é a sequência de mudanças radicais que uma estrela sofre durante seu tempo de vida. Dependendo da massa da estrela (a matéria que compõe a estrela), sua vida varia entre alguns milhões de anos (para as de maior massa) até vários bilhões de anos (para as de menor massa).

A evolução estelar não é estudada pela observação do ciclo de vida de uma única estrela; a maioria das mudanças estelares ocorre tão vagarosamente que só seriam detectáveis depois de muitos e muitos séculos. Em vez disto, astrofísicos tentam entender como as estrelas evoluem pela observação de numerosas estrelas, cada uma em um diferente ponto do ciclo da vida, e pela simulação da estrutura estelar com modelos em computador.

A juventude da vida das estrelas

Estruturas internas de estrelas da sequência principal (chamamos assim o período de vida normal da estrela), com as zonas de convecção, onde a energia gerada no núcleo da estrela é espalhada pela movimentação de matéria, representadas por ciclos com flechas e as zonas de radiação, onde a energia consegue se mover na forma de luz, por raios vermelhos. À esquerda, uma anã vermelha de baixa massa, no centro, uma anã amarela de tamanho intermediário e, à direita, uma estrela gigante azul-branca.

Novas estrelas aparecem em variados tamanhos e cores. Elas variam desde o quente e azul até o frio e vermelho, e a massa varia de menos do que 0,5 para mais do que 20 massas solares, com alguns raríssimos casos chegando a 150 massas solares. O brilho e cor de uma estrela dependem da temperatura superficial, a qual por sua vez depende da massa da estrela.

O tempo de vida das estrelas depende de sua massa, quanto mais pesada uma estrela mais curta vai ser a sua vida, normalmente consideramos como tempo de vida de uma estrela a fase em que ela está na sequência principal e sua energia é gerada a partir da fusão de átomos de Hidrogênio em átomos de Hélio. Vamos a alguns exemplos, para ficar mais fácil de entender vamos classificar as estrelas comparando-as com o nosso Sol:

Massa da estrela Tempo de vida aproximado

70 massas solares 300.000 anos

32 massas solares 1,000.000 anos (um milhão de anos)

16 massas solares 10.000.000 anos

6 massas solares 100.000.000 anos (cem milhões de anos)

3 massas solares 1.000.000.000 anos (um bilhão de anos)

1 massa solar 10.000.000.000 anos (dez bilhões de anos)

0,8 massa solar 20.000.000.000 anos

0,48 massa solar 75.000.000.000 anos

0,2 massa solar 200.000.000.000 anos (duzentos bilhões de anos)

A energia produzida nas reações nucleares no centro da estrela, não somente faz a estrela brilhar, mas também ajuda a equilibrar o próprio peso das camadas externas da estrela, impedindo que ela encolha indefinidamente. Por tanto quanto maior a estrela mais energia o núcleo precisa produzir para impedir o “desmoronamento” da estrela e, portanto mais rápido a estrela gasta o seu combustível.

Lembrando que as previsões acima são baseadas em cálculos matemáticos e no nosso entendimento sobre ao processo de fusão nuclear que pode não ser completo o bastante, podem ainda acontecer eventos imprevistos durante a vida da estrela que cause o seu fim prematuro.

Maturidade

Depois de vários bilhões de anos, dependendo de sua massa inicial (as estrelas de maior massa consomem o seu combustível mais rapidamente que as estrelas menores), o suprimento de hidrogênio no núcleo acaba, interrompendo a fusão nuclear (que gera energia para a estrela). Sem a pressão interna gerada por esta reação para se contrapor ao peso da própria estrela, as camadas externas da estrela começam a se contrair em direção ao núcleo e dois processos podem ocorrer: a degeneração de elétrons (os elétrons dos átomos não gostão de ficar muito próximos, portanto quando a estrela velha começa a encolher esses elétrons se repelem e podem segurar o desmoronamento de estrelas em algumas situações) é suficiente para compensar a força da gravidade ou então o núcleo se aquece o bastante (cerca de 100 milhões de graus Celsius) para iniciar a fusão nuclear do hélio. Qual desses fenômenos acontece primeiro depende da massa da estrela.

Estrelas de baixa massa

O que acontece depois de uma estrela de baixa massa exaurir seu hidrogênio não é conhecido diretamente: o universo tem cerca de 13,7 bilhões de anos, o que é muito menos tempo do que se espera que essas estrelas levem para exaurir o seu combustível. A teoria corrente é baseada em modelos de computador.

Algumas estrelas podem fundir hélio em pontos superaquecidos do núcleo, causando uma reação instável e irregular, bem como um forte vento estelar. Nesses casos, a estrela não irá explodir e com isso não formará uma nebulosa planetária, mas simplesmente irá evaporar, deixando nada mais que uma anã marrom ou anã castanha, um resíduo frio do que sobrou da estrela.

Uma estrela com menos do que 0,5 massa solar nunca será capaz de iniciar a fusão do hélio, mesmo depois que o núcleo cessa a fusão do hidrogênio. Ela simplesmente não tem a massa necessária para exercer pressão suficiente sobre o núcleo. Essas são as anãs vermelhas, tais como Próxima Centauri, algumas das quais viverão milhares de vezes mais do que o Sol. Quando a reação nuclear cessar no seu núcleo, ela continuará com um brilho fraco por muitos bilhões de anos. Se o núcleo de uma estrela ficar estagnado (como se acredita venha a ser o caso do Sol), ela será cercada por camadas de hidrogênio, que em sequência a estrela poderá atrair. Entretanto, se a estrela for totalmente convectiva (o que se acredita ser o caso das estrelas de menor massa, ver figura algumas paginas atrás), ela não terá essas camadas circundantes. Se tiver, ela se tornará uma gigante vermelha, como descrito abaixo para estrelas de tamanho médio, mas nunca fundirão o hélio como aquelas fazem. Se não, ela simplesmente se contrairá, com isso tornando-se diretamente uma anã branca.

Estrelas de massa intermediária

Nebulosa olho de gato, uma nebulosa planetária formada pela morte de uma estrela.

Estrelas entre 0,5 e 10 massas solares se tornam gigantes vermelhas de dois tipos: (i) Estrelas do ramo das gigantes vermelhas, cujas camadas ainda estão fundindo hidrogênio em hélio, enquanto o núcleo é de hélio inativo, como deverá ser com o Sol. (ii) Estrelas do ramo gigante assimptótico, que têm um núcleo que passa pela fusão do hélio, produzindo carbono. Em qualquer dos casos, a fusão acelerada da camada que contém hidrogênio imediatamente acima do núcleo faz com que a estrela se expanda. Isto afasta

do núcleo as camadas superiores, reduzindo a força gravitacional sobre elas, e elas se expandem mais rapidamente do que o aumento de produção de energia, a estrela infla como um balão. Isto faz com que a estrela se resfrie, o que a torna mais vermelha do que quando estava na sua vida normal.

Uma estrela de até algumas massas solares desenvolverá um núcleo de hélio suportado pela pressão de degeneração de elétrons (lembra dos elétrons com problemas de convivência?), circundada por camadas que ainda contêm hidrogênio. Sua gravidade comprime o hidrogênio na camada imediatamente superior, fazendo com que ela se funda mais rapidamente do que o hidrogênio se fundiria em uma estrela da sequência principal com a mesma massa. Isto leva a estrela a se tornar mais brilhante (de 1000 a 10000 vezes mais brilhante) e se expandir; o grau de expansão excede o aumento na luminosidade, fazendo com que a temperatura efetiva de superfície diminua.

À medida que o hidrogênio em torno do núcleo é consumido, o núcleo absorve o hélio resultante, fazendo com ele fique mais pesado e se contraia mais, o que por sua vez faz com que o hidrogênio restante se funda ainda mais rapidamente. Isto, ao final, leva à ignição da fusão do hélio no núcleo.

Quando a temperatura e pressão no núcleo são suficientes para a ignição da fusão do hélio, ocorre um flash de hélio (fusão descontrolada de gás hélio) caso o núcleo seja suportado principalmente pela pressão de degeneração de elétrons (estrelas abaixo de 1,4 massas solares). Em estrelas mais massivas, a fusão do hélio ocorre de forma relativamente controlada. Mesmo que aconteça um flash de hélio, o tempo em que há liberação muito rápida de energia é curto, de modo que as camadas externas visíveis da estrela ficam relativamente inalteradas. A energia liberada pela fusão do hélio provoca a expansão do núcleo, de modo que a fusão do hidrogênio nas camadas superiores perde velocidade e a geração total de energia se reduz. A estrela se contrai, encolhendo gradualmente e aumentando sua temperatura superficial.

Quando a estrela consome todo o hélio do núcleo, a fusão continua em uma camada em torno do núcleo quente de carbono e oxigênio. A estrela segue a evolução original de gigante vermelha, mas com geração de energia ainda mais rápida, a qual dura por um tempo menor.

Mudanças na geração de energia fazem com que a estrela mude em

tamanho e temperatura por determinados períodos. Isto é acompanhado por crescente perda de massa por meio de poderosos ventos estelares e pulsações violentas. O gás expelido é relativamente rico em elementos químicos pesados criados no interior da estrela e pode ser particularmente enriquecido em oxigênio ou carbono, dependendo do tipo da estrela. O gás forma uma camada em expansão chamada envelope circunstelar que se resfria à medida que se afasta da estrela, permitindo a formação de partículas e moléculas.

As reações de queima do hélio são extremamente sensíveis à variação de temperatura, o que causa grande instabilidade. Grandes pulsações ocorrem, o que acaba por ceder às camadas externas da estrela velocidade bastante para ser ejetada, formando uma nebulosa planetária. Ao centro da nebulosa permanece o núcleo da estrela, a qual se esfria para se tornar uma pequena, mas densa anã branca, tipicamente pesando cerca de 0,6 massa solar, mas somente com o volume da Terra.

Estrelas massivas

Em estrelas massivas, o núcleo já é grande o suficiente, no início da queima da camada de hidrogênio, para que a queima do hélio ocorra antes que a pressão de degeneração de elétrons tenha a oportunidade de começar a funcionar. Portanto, quando essas estrelas se expandem e resfriam, elas não brilham tanto quanto as estrelas de menor massa; porém, elas foram muito mais brilhantes do que as estrelas de menor massa em seu início, e são também mais brilhantes do que as gigantes vermelhas formadas a partir das estrelas menos massivas. Essas estrelas têm pequena probabilidade de sobreviverem como supergigantes vermelhas, em vez disso destruindo-se como supernovas.

Estrelas extremamente massivas (mais do que aproximadamente 40 massas solares), que são muito luminosas e, portanto, possuem ventos estelares muito fortes, perdem massa tão rapidamente que tendem a arrancar seus envelopes antes que possam se expandir para se tornar supergigantes vermelhas e, portanto, retêm temperaturas superficiais extremamente altas (e cor azul-branca) a partir do seu tempo na sequência principal. Embora as estrelas de menor massa não queimem suas camadas exteriores tão rapidamente, elas podem igualmente evitar se tornarem gigantes vermelhas ou supergigantes vermelhas se estiverem em sistemas binários suficientemente próximos, de modo que a estrela companheira arranque o envelope à medida que se expande, ou se elas giram tão rapidamente que a convecção se estenda do núcleo à superfície, resultando na inexistência de núcleo e envelope separados, devido à mistura total.

O núcleo fica mais quente e denso à medida que ganha material da fusão do hidrogênio na base do envelope. Em todas as estrelas massivas, a pressão de degeneração de elétrons é, por si só, insuficiente para interromper os processos de encolhimento da estrela, portanto, à

medida que cada elemento é consumido no centro, há a ignição progressiva de elementos mais pesados, interrompendo temporariamente o colapso. Se o núcleo da estrela não é muito massivo (menor do que aproximadamente 1,4 massa solar, levando em consideração a perda de massa que tenha acontecido até este momento), ela pode então formar uma anã branca (possivelmente circundada por uma nebulosa planetária), como descrito acima para estrelas menos massivas, com a diferença de que a anã branca é composta principalmente de oxigênio, neônio e magnésio.

Acima de certa massa (estimada em aproximadamente 2,5 massas solares, quando a progenitora da estrela tinha cerca de 10 massas solares), o núcleo atinge a temperatura (aproximadamente 1,1 bilhões de graus Célsius) em que o neônio é parcialmente destruído para formar oxigênio e hélio, e este último se funde imediatamente com parte do neônio remanescente para formar magnésio; o oxigênio então se funde para formar enxofre, silício e pequenas quantidades de outros elementos. Finalmente, a temperatura fica suficientemente alta para que qualquer núcleo atômico possa ser parcialmente destruído, que imediatamente se funde com outro núcleo atômico, de modo que diversos núcleos são efetivamente rearranjados em um número menor de núcleos mais pesados, com liberação de energia, pois a adição de fragmentos ao núcleo excede a energia requerida para liberá-los do núcleo pai.

Uma vez que o processo de formação de elementos químicos chega ao ferro, a continuação deste processo passa a consumir energia em vez de produzir. Se a massa do núcleo da estrela supera certo limite máximo, em estrela de cerca de 8 vezes a massa do Sol, o núcleo sofrerá um súbito e catastrófico colapso para formar uma estrela de nêutrons ou, no caso de núcleos de estrelas maiores ainda se tornarão um buraco negro.

A captura de elétrons em partes muito densas do material que cai pode produzir nêutrons adicionais. À medida que a matéria que ricocheteia é bombardeada pelos nêutrons, alguns dos seus núcleos os capturam, criando um espectro de material mais pesado que o ferro, inclusive elementos radioativos até o (e provavelmente além do) urânio. Embora gigantes vermelhas que não explodem possam produzir quantidades significativas de elementos mais pesados que o ferro, utilizando nêutrons liberados em reações nucleares anteriores, a abundância desses elementos produzidos nessas reações é bastante diferente daquela produzida numa supernova. Nenhuma abundância sozinha iguala aquela encontrada no Sistema Solar, portanto as supernovas e a ejeção de elementos de estrelas gigantes vermelhas são necessárias para explicar a abundância observada ali de elementos pesados.

A energia transferida pelo colapso do núcleo para o material que ricocheteia não gera apenas elementos pesados, mas também provoca a liberação de grande quantidade de matéria e energia para o espaço na forma de uma extraordinária explosão. As estrelas mais massivas podem ser completamente destruídas por uma supernova extraordinária que desmancharia completamente a estrela antes que um buraco negro pudesse se formar. Este evento raro, causado por produção de par, não deixa um buraco negro remanescente.

Remanescentes estelares

Depois que uma estrela consumiu o seu estoque de combustível, os seus remanescentes podem tomar uma de três formas, dependendo da sua massa durante sua vida.

Anãs brancas e negras

Para uma estrela de uma massa solar, a anã branca resultante é de cerca de 0,6 massa solar, comprimida para aproximadamente o tamanho do planeta Terra. Anãs brancas são estáveis porque a força da gravidade é compensada pela pressão de degeneração dos elétrons da estrela. A pressão de degeneração de elétrons provê um limite flexível para compressão adicional, portanto, para uma dada composição química, anãs brancas de maior massa têm um volume menor. Sem mais combustível para queimar, a estrela irradia seu calor residual por bilhões de anos.

Uma anã branca é muito quente quando se forma, com mais de 100.000 °C na superfície e mais ainda no seu interior, mas ela terá perdido a maior parte da energia depois de um bilhão de anos.

No fim, tudo que resta é uma massa escura e fria, algumas vezes chamada anã negra. Contudo, o universo não é velho o suficiente para que uma estrela anã negra já possa existir.

Se uma anã branca forma um sistema binário fechado com outra estrela, o hidrogênio da companheira maior pode migrar para a anã branca, até que ela se aqueça o suficiente para estabelecer uma reação de fusão explosiva. Esta explosão é denominada nova.

Estrelas de nêutrons

Onda de choque semelhante a uma bolha, ainda expandindo-se a partir de uma explosão de supernova, 15.000 anos atrás.

Quando um núcleo estelar colapsa, a pressão provoca a união de prótons e elétrons em uma única partícula, convertendo, assim, a grande maioria dos prótons em nêutrons. As forças eletromagnéticas que mantêm os núcleos separados são eliminadas (proporcionalmente, se o núcleo fosse do tamanho de um grão de poeira, o átomo deveria ser do tamanho de um estádio de futebol), e o núcleo inteiro da estrela se torna nada mais que uma densa bola de nêutrons ou um gigantesco núcleo atômico, circundado por uma fina camada de matéria degenerada - principalmente ferro, a menos

que outros elementos sejam acrescentados mais tarde.

Estas estrelas, conhecidas como estrelas de nêutrons, são extremamente pequenas — não maiores que o tamanho de uma grande cidade — e extremamente densas. O período de rotação se reduz fortemente quando a estrela encolhe; algumas delas giram a mais de 600 vezes por segundo. Quando essas estrelas de rotação rápida têm seus polos magnéticos alinhados com a Terra, um pulso de radiação é recebido a cada rotação. Tais estrelas de nêutrons são conhecidas como pulsares e foram as primeiras estrelas de nêutrons descobertas.

Buracos negros

Se a massa da estrela é suficientemente alta, a estrela se torna então um buraco negro. A massa em que isto ocorre não é conhecida com certeza, mas é atualmente estimada em 2 a 3 massas solares.

Os buracos negros são preditos pela teoria da relatividade geral. De acordo com a relatividade geral clássica, nenhuma matéria ou informação pode fluir do interior de um buraco negro para um observador externo, embora efeitos quânticos possam permitir desvios desta regra. A existência de buracos negros no universo é bem apoiada pela teoria e pelas observações astronômicas.

Como o mecanismo do colapso estelar em supernovas não é suficientemente compreendido, ainda não se sabe se é possível uma estrela colapsar diretamente para um buraco negro sem produzir uma supernova, ou se algumas supernovas inicialmente formam estrelas de nêutrons instáveis, que depois colapsam em buracos negros; também não se sabe a relação exata entre a massa inicial da estrela e a do objeto remanescente. A solução dessas incertezas requer a análise de outras supernovas e remanescentes de supernovas.