Morre uma estrela

VN:F [1.9.22_1171]
Rating: 9.8/10 (4 votes cast)

Normalmente, as pessoas imaginam que uma estrela é simplesmente uma “grande e luminosa esfera gás em forma de plasma”, o que não deixa de ser verdade. Contudo, é muito mais do que isto: existe todo um zoológico de estrelas lá fora e, nós humanos, tentamos classificá-las.

A classificação estelar se baseia, basicamente, na temperatura da fotosfera, nas características espectrais e em outras características da estrela. As classes indicam a temperatura da atmosfera da estrela e são normalmente listadas da mais quente para a mais fria. Veja a tabela abaixo.

classificacao estelar

(Clique para ampliar)

Um ponto importante é que a descrição das cores das estrelas descreve suas cores conforme vistas através de nossa atmosfera. O Sol, por exemplo, não é de fato amarelo: sua cor é essencialmente branca, sem nenhum traço de amarelo.

Classificação espectral de Morgan-Keenan-Kellman.

Classificação espectral de Morgan-Keenan-Kellman.

Estrelas se formam no interior de nuvens moleculares, que consistem em sua maior parte de Hidrogênio, com cerca de 23 a 28% de Hélio e quantidades pequenas de elementos mais pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é a nebulosa de Órion.

Nebulosa de Órion.

Nebulosa de Órion.

A vida de uma estrela se divide, basicamente, nas seguintes fases:

  • Formação da protoestrela: começa com uma instabilidade gravitacional dentro de uma nebulosa e, quando uma região dela atinge uma densidade de matéria suficiente, ela começa a colapsar sob a sua própria força gravitacional. Isso faz com que a densidade aumente, fazendo com que a energia gravitacional seja convertida cada vez mais em calor. Quando a nuvem protoestelar atinge a densidade e calor suficientes, uma protoestrela se forma no núcleo, gerando um disco de acreção, do qual poderão nascer planetas, etc.
  • Sequência principal: estrelas passam cerca de 90% da sua vida fundindo Hidrogênio em Hélio, em reações a altas temperaturas e pressões em seu núcleo. A partir do momento em que a sequência principal se inicia, a proporção de Hélio no núcleo da estrela começa a cresce, e cresce continuamente. Conforme isso acontece, para manter a taxa de fusão nuclear, a estrela aumenta vagarosamente sua temperatura e luminosidade. Estima-se, por exemplo, que o Sol tenha aumentado sua luminosidade em 40% desde que atingiu a sequência principal, há 4,6 bilhões de anos.
  • Pós-sequência principal: à medida que estrelas de pelo menos 0,4 massas solares têm seu estoque de Hidrogênio esgotado em seu núcleo, suas camadas exteriores se expandem muito e se resfriam, formando uma gigante vermelha. Em gigantes vermelhas de até 2,25 massas solares, a fusão do Hidrogênio ainda ocorrerá, numa camada que cobre o núcleo. Depois, o núcleo é comprimido o suficiente para aquecer ainda mais e iniciar a fusão do Hélio. Assim, a estrela começa a reduzir o seu raio e a aumentar sua temperatura superficial. Para estrelas maiores, a região do núcleo alterna diretamente da fusão do Hidrogênio para a do Hélio.
  • Estrelas grandes: durante a fase de queima de Hélio, estrelas de massas maiores que nove massas solares se expandem para formar supergigantes vermelhas. Quando o Hélio se extingue no núcleo, elas podem continuar a fundir elementos ainda mais pesados. O núcleo se contrai até que a temperatura e pressão sejam suficientes para fundir o Carbono e, depois, em estágios sucessivos passam a fundir o Neônio, Oxigênio, Silício, etc. Próximo ao fim da vida da estrela, a fusão ocorre ao longo de várias camadas dentro da estrela, realmente como se fosse uma cebola. Cada camada funde um elemento diferente, com a mais externa fundindo Hidrogênio, a seguinte o Hélio e assim por diante. O estágio final é atingido quando a estrela começa a produzir Ferro – nesse ponto, a estrela assina seu atestado de óbito.
  • Colapso: este é o tema do texto, então o explicarei com mais detalhes.

Na fase de estrelas grandes, conforme o núcleo da estrela encolhe, a intensidade da radiação da superfície do núcleo aumenta, criando tanta pressão de radiação nas camadas externas de gás, que acaba empurrando essas camadas para longe, formando uma nebulosa planetária.

Se o que resta da estrela após a expulsão das camadas exteriores for inferior a 1,4 massas solares (massa inicial é menor que 5 massas solares), ela encolherá e terminará como um objeto relativamente pequeno, aproximadamente do tamanho da Terra, conhecida como anã branca. A matéria no interior de uma anã branca deixa, então, de estar no estado de plasma, passando para o sólido, apesar de as estrelas serem geralmente descritas como “esferas de plasma”. Anãs brancas acabarão, finalmente, por desaparecer na forma de anãs negras.

anas branca e negra

No caso da estrela ser maior (massa inicial maior que 8 massas solares), a fusão continua até que o núcleo de ferro se torne tão grande (tendo mais que 1,4 massas solares) que ele não consegue mais sustentar sua própria massa. O núcleo, então, colapsa repentinamente e com uma força tão esmagadora, que seus elétrons são lançados contra seus prótons, formando nêutrons e neutrinos, numa explosão gigantesca. A onda de choque formada é tão grande que faz com que o resto da estrela exploda em uma Supernova. Supernovas são tão brilhantes, que podem ofuscar toda a galáxia em que a estrela se encontra por alguns momentos. Sua ocorrência dentro da Via Láctea tem sido observadas a olho nu, e eram entendidas no passado como “novas estrelas”, pois surgiam onde antes não havia estrela alguma.

Nebulosa do Caranguejo, remanescente de uma supernova ocorrida e observada por volta de 1050 d.C.

Nebulosa do Caranguejo, remanescente de uma supernova ocorrida e observada por volta de 1050 d.C.

Durante uma Supernova, a maior parte da matéria da estrela é expulsa (formando nebulosas como a do Caranguejo, vista acima) e o que sobra é, dependendo da massa do núcleo colapsado, uma Estrela de Nêutrons ou um Buraco Negro.

Estrelas de Nêutrons são os restos de estrelas com massa maior a oito vezes a do Sol. Nelas a matéria está num estado conhecido como matéria “nêutron-degenerada”, pois ela foi tão comprimida durante o colapso, que apenas os nêutrons sobreviveram: os prótons e elétrons acabaram sendo expulsos ou empurrados para os núcleos dos átomos, se combinando e formando nêutrons, durante o processo. Nelas está presente também uma forma mais exótica de matéria degenerada, chamada “QCD”, possivelmente concentrada em seu núcleo.

Representação artística de uma Estrela de Nêutrons.

Representação artística de uma Estrela de Nêutrons.

Estrelas de Nêutrons podem se apresentar, ainda, de três formas:

  • Estrelas de Nêutrons “tradicionais”, digamos.
  • Pulsares, que nada mais é que um verdadeiro “canhão de radiação”, que varre regiões diferentes do céu, inclusive apontado para nós periodicamente.
  • Magnetares, que nada mais é que uma estrela de nêutrons com alto valor de campo magnético (estimado em 1 bilhão de teslas) e alta rotação.

Um buraco negro forma-se quando uma estrela super maciça colapsa e a massa do núcleo colapsado após a explosão em Supernova tiver uma massa maior do que 2 massas solares. Buracos Negros são regiões do espaço nas quais nada, nem mesmo a luz, consegue escapar. Ele é o resultado da deformação do espaço-tempo causada pela matéria maciça e altamente compacta que restou da Supernova.

Um buraco negro é limitado pela superfície chamada “horizonte de eventos”, que marca a região a partir da qual não há mais volta. Finalmente, dentro do buraco negro, a matéria está em um estado que ainda não é compreendido.

black hole

As Supernovas que geram Buracos Negros ainda podem ser muito mais espetaculares do que as “comuns”, digamos. Essas acontecem quando a gravidade produzida pelo buraco negro sai do controle e ele começa a sugar tudo que encontra. Ele suga a massa da estrela tão rapidamente que “se engasga” e expele enormes torrentes de energia tão fortes, que acaba furando a estrela e lançando jatos de energia. Isso é conhecido como Erupção de Raios Gama ou Explosão de Raios Gama.

A gravidade não suporta toda essa energia e a estrela finalmente explode, não em uma Supernova, mas em uma Hipernova. Essa explosão é tão forte que, em apenas um segundo, é capaz de gerar 100 vezes mais energia que o nosso Sol produzirá em toda sua existência. E o que resta dessa bagunça toda é, finalmente, o Buraco Negro.

A maioria das estrelas de classe W (estrelas Wolf-Rayet – têm mais de 20 massas solares) morrem nestas explosões mortais que teriam o efeito de 100.000 vezes o arsenal atômico de todo o mundo.

Representação gráfica de uma Hipernova. Fonte: NASA.

Representação gráfica de uma Hipernova. Fonte: NASA.

Buracos Negros e Estrelas de Nêutrons também podem ser formados a partir de estrelas com massas menores do que as citadas acima, quando a Supernova ocorre a partir de um sistema binário fechado (estrelas bem próximas uma das outras). Em sistema assim há transferência de matéria de uma estrela “normal” para uma compacta (Anã Branca ou Negra) de forma que esta última acumula uma grande massa, provocando sua explosão como Supernova. O resultado mais provável é a formação de uma Estrela de Nêutrons como sobra da explosão, mas existem sistemas duplos, como Cygnus X-1 em que a componente compacta parece ser um Buraco Negro.

Para deixar isso tudo mais simples, veja o infográfico abaixo. Nele é demonstrada toda a complexidade da evolução estelar.

sn2006gy_newline

De qualquer forma, as camadas exteriores expulsas de estrelas que morrem em Supernovas contêm elementos pesados que podem ser reciclados durante a formação de uma nova geração de estrelas. Esses elementos pesados permirão a formação de planetas rochosos e, quem sabe, da vida.

Mas vamos a aquilo que nos toca mais diretamente. O Sol é uma estrela de meia idade e, assim como toda estrela, ele morrerá um dia. Mas, calma: demorará muito para isso acontecer. Basicamente, são 2 notícias, uma boa e uma má. A boa é que levarão 5 bilhões de anos até a morte do Sol; a má é que já não haverá vida na terra muito antes disso.

Sol fotografado pela Atmospheric Imaging Assembly (AIA 304) do Solar Dynamics Observatory (SDO), da NASA. Fonte: NASA.

Sol fotografado pela Atmospheric Imaging Assembly (AIA 304) do Solar Dynamics Observatory (SDO), da NASA. Fonte: NASA.

A cada 1 bilhão de anos o brilho do Sol aumente e, no próximo bilhão, o brilho terá aumentado tanto, que provavelmente todo o gás carbônico será expulso de nossa atmosfera, devido aos ventos solares. O problema disso são as formas de vida fotossintetizante (plantas, algas, etc.): elas dependem do gás carbônico e são a base de toda a cadeia alimentar. Ou seja, a vida morrerá de fome. Pouco depois, toda a água da Terra evaporará, então o fim da vida na Terra é algo inevitável. Só espero que, até lá, já tenhamos nos mudado para algum outro sistema estelar, talvez fazendo essa viagem numa nave geracional.

Depois o Sol crescerá, se tornando uma gigante vermelha para, depois, expulsar suas camadas superficiais, formando uma nova e bela nebulosa planetária. No fim, a fusão atômica cessará no núcleo do Sol, fazendo com que a gravidade vença a batalha e o Sol acabe na forma de uma estrela anã branca. Basicamente igual a todas as demais estrelas do mesmo tamanho do Sol (estrelas anãs amarelas).

Visão detalhada da NGC 6543 ou Nebulosa do Olho de Gato, feita pelo Telescópio Espacial Hubble. Fonte: NASA.

Visão detalhada da NGC 6543 ou Nebulosa do Olho de Gato, feita pelo Telescópio Espacial Hubble. Fonte: NASA.

Enfim, é isso. Estrelas, como tudo na natureza (o que provavelmente inclui até mesmo o universo), têm um começo, meio e fim. É por isso mesmo que aplicamos termos exclusivos da vida, na forma de metáfora, às estrelas: nascimento, desenvolvimento e morte. Essa realidade certamente não é confortável. Nem um pouco. Mas…

“Para mim, é muito melhor compreender o universo como ele realmente é do que persistir no engano, por mais satisfatório e tranquilizador que possa parecer.”

— Carl Sagan

Morre uma estrela, 9.8 out of 10 based on 4 ratings

Autor(es):

Mário César

Sou formado em Engenharia de Software e QUASE em Ciência da Computação (não concluí). Pretendo, agora, fazer astronomia na USP assim que possível para, depois, me especializar em astrobiologia. Sou um apaixonado pela ciências em geral e gosto muito de investigar alegações extraordinárias (como a ufologia, por exemplo).

Todas as postagens do(a) autor(a)

2 Comments

  1. Olá,

    Muito bom o material. Só queria saber sobre as cores. Se as cores descritas são mesmo as cores que veríamos caso estivéssemos próximos àquelas estrelas ( e não dentro de nossa atmosfera como foi mencionado aqui).

    Obrigado.

    VA:F [1.9.22_1171]
    Rating: +1 (from 1 vote)
    • Olá, Ezequias. Tudo bem?

      Então, muda um pouco sim. Mas nem precisa chegar muito mais perto delas, basta sair de nossa atmosfera.

      E a alteração das cores não acontece apenas com objetos distantes, mas mesmo próximos. Tanto que, na primeira ida à Lua (Apollo 11), a NASA mandou uma escala cromática básica, para ajudar a regular as câmeras. Ou tudo pareceria com a cor errada – para a nossa visão de mundo, claro. 😉

      Por isso que telescópios espaciais, como o Hubble, mesmo com espelhos tão pequenos, são tão fundamentais. (O do Hubble tem um espelho de apenas cerca de 2,5m de diâmetro, sendo que já existem telescópios terrestres de 8m, 10m… Por aí vai.)

      Abraços!

      VN:F [1.9.22_1171]
      Rating: 0 (from 0 votes)

Leave a Comment

O seu endereço de e-mail não será publicado. Campos obrigatórios são marcados com *

Time limit is exhausted. Please reload CAPTCHA.

ChatClick here to chat!+