Descoberta do Planeta Azul 7. ano 1

Etapas da evoluo estelar e sua relao com as reaes nucleares de fuso que ocorrem nas estrelas

Numa noite sem nuvens e longe das luzes da cidade podemos observar, vista desarmada,

uma imensido de objetos celestes que fazem parte da esfera celeste. A grande maioria

desses objetos so estrelas que, apesar de parecerem imutveis, passam por diversas

etapas. Cada uma destas etapas conhecida por um nome especfico (ver diagrama).

Nomes como protoestrela, estrela da sequncia principal, gigante vermelha, etc.,

correspondem a algumas das etapas evolutivas sofridas por uma estrela. Estas etapas esto

associadas s transformaes que se verificam no interior da estrela. Assim, precisamente

o que ocorre no interior da estrela, num determinado momento, que determina em que ponto

da sua evoluo a estrela se encontra.

Nuvem interestelar fria e densa

Protoestrela

Estrela da sequncia principal An castanha

Gigante vermelha

Supergigante vermelha An branca e nebulosa planetria

Supernova

Estrela de neutres Buraco negro

Descoberta do Planeta Azul 7. ano 2

Na tabela 1 podemos ver as vrias etapas associadas a uma estrela cuja massa , na fase de

sequncia principal, 25 vezes superior massa do Sol e a durao de cada uma dessas

etapas.

Tabela 1

Durao das etapas de uma estrela com massa M = 25 MSol

Etapa Durao

Contrao gravitacional a partir de uma nuvem

interestelar fria e densa 10 mil anos

Reaes nucleares de fuso do hidrognio no ncleo 7 milhes de anos

Reaes nucleares de fuso do hlio no ncleo 700 mil anos

Reaes nucleares de fuso do carbono no ncleo 600 anos

Reaes nucleares de fuso do non no ncleo 1 ano

Reaes nucleares de fuso do oxignio no ncleo 6 meses

Reaes nucleares de fuso do silcio no ncleo 1 dia

Colapso do ncleo 0,25 segundos

Exploso 10 segundos

Protoestrela

Durante a contrao gravitacional, a partir de uma nuvem interestelar fria e densa, uma

protoestrela chega a atingir, sua superfcie, uma temperatura de 2000 a 3000 K e possui

uma grande luminosidade. Apesar desta grande luminosidade, a protoestrela no visvel,

pois, por um lado, emite essencialmente no infravermelho e, por outro, encontra-se ainda no

interior da nuvem interestelar que lhe deu origem.

Descoberta do Planeta Azul 7. ano 3

Sequncia principal

Quando se iniciam as reaes nucleares de fuso do hidrognio no ncleo da estrela, esta

deixa a fase de protoestrela para entrar na fase de sequncia principal. Na figura 1 pode ver-

-se a estrutura interna de uma estrela da sequncia principal em dois momentos diferentes. A

temperatura superfcie da estrela aumenta e estabiliza at ao momento em que as reaes

de fuso cessam no ncleo e progridem volta do mesmo.

Fig. 1 Estrutura interna de uma estrela da sequncia principal em dois momentos diferentes.

Gigante vermelha

Quando as reaes de fuso de hidrognio no ncleo da estrela cessam, a temperatura sua

superfcie diminui. A estrela expande e evolui da fase de sequncia principal para a fase de

gigante vermelha, onde, em determinada altura, se d incio s reaes de fuso do hlio em

carbono e oxignio no ncleo, volta do qual continuam as reaes de fuso do hidrognio.

Na figura 2 pode ver-se a estrutura interna de uma gigante vermelha em dois momentos

diferentes.

Fig. 2 Estrutura interna de uma gigante vermelha em dois momentos diferentes.

Descoberta do Planeta Azul 7. ano 4

A temperatura superfcie da estrela aumenta e estabiliza at ao momento em que as

reaes de fuso do hlio cessam no ncleo e progridem volta do mesmo, tal como se

indica na figura 3.

Fig. 3 Estrutura interna de uma gigante vermelha na fase final da sua evoluo.

Quando as reaes de fuso do hlio no ncleo cessam, o ncleo da estrela contrai-se e a

estrela evolui de forma diferente, dependendo da sua massa.

Ans brancas e nebulosas planetrias

Nas estrelas com massa at 8 vezes a massa do Sol, grande quantidade da matria estelar

volta do ncleo expelida para o Espao. A nuvem de matria expelida origina uma nebulosa

planetria, enquanto o ncleo da estrela origina uma an branca.

Descoberta do Planeta Azul 7. ano 5

Supergigantes vermelhas

Nas estrelas de grande massa, quando as reaes de fuso do hlio no ncleo da estrela

cessam, a temperatura sua superfcie diminui e a estrela como um todo expande, mas o seu

ncleo contrai e aumenta a sua temperatura dando-se incio s reaes de fuso do carbono,

volta do qual continuam as reaes de fuso do hlio e do hidrognio em camadas

concntricas. precisamente a elevada massa destas estrelas que possibilita que no ncleo

se atinjam temperaturas que iro permitir a fuso do carbono, seguida depois da fuso do

non, do oxignio e do silcio, sendo que volta do ncleo iro continuar as reaes de fuso

do oxignio, non, carbono, hlio e hidrognio em camadas concntricas. Na figura 4 pode

ver-se a estrutura interna de uma supergigante na sua fase final.

Fig. 4 Estrutura interna de uma supergigante vermelha na fase final da sua evoluo.

Note-se que, atendendo s reaes nucleares dos vrios elementos no ncleo da estrela, a

durao de cada etapa estelar diferente. Por anlise da tabela 1, podemos ver que a fase

de supergigante vermelha dura muito pouco quando comparada com a fase de gigante

vermelha e/ou de sequncia principal. Para alm do seu tempo de vida ser relativamente

curto, acresce o facto de as estrelas de maior massa se formarem em menor quantidade.

Logo, as supergigantes so relativamente pouco numerosas.

Descoberta do Planeta Azul 7. ano 6

Estrela de neutres e buracos negros

Nas estrelas de maior massa, o ncleo acaba por colapsar numa violenta exploso designada

por supernova. Grande parte da matria que envolve o ncleo expelida a grande

velocidade. O ncleo da estrela dar origem, dependendo da sua massa, a dois objetos

celestes diferentes. Os ncleos menos massivos do origem a estrelas de neutres e os

ncleos mais massivos do origem a buracos negros.