sábado, 8 de julho de 2017

A vida das estrelas de baixa massa

Por Rafael Hideki Ishida, aluno do Prof. Dr. Jorge Meléndez


A jornada das estrelas através do Diagrama HR


Apesar de parecerem apenas pequenos pontos brilhantes iguais, quando olhamos para o céu noturno estamos observando estrelas jovens e velhas, estrelas mais frias e estrelas mais quentes, de menor e de maior massa, cada uma com suas próprias características e história. Para os astrônomos, entender cada uma dessas características e como elas se relacionam é muito importante para compreender a vida das estrelas. Ao longo de sua existência, as estrelas passam por diversas fases e transformações, as quais alteram significantemente o seu brilho, massa, temperatura e muitos outros aspectos. 

A astrofísica estelar desenvolveu uma ferramenta muito importante para estudarmos e relacionarmos as características de cada estrela: o diagrama HR (Hertzsprung-Russell). Nele, relacionamos a temperatura superficial das estrelas com suas luminosidades. O resultado é um gráfico que nos traz muito informação sobre a vida das estrelas. Ao olharmos a figura abaixo percebe-se que as estrelas não estão distribuídas aleatoriamente, mas elas ocupam determinadas regiões no diagrama HR. 


Diagrama HR. Aqui os eixo são Magnitude Absoluta e Cor, quantidades diretamente proporcionais à Luminosidade e à Temperatura Superficial das estrelas. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 79.

A região que cruza o gráfico diagonalmente é chamada de Sequência Principal. Assim que iniciam a fusão nuclear, as estrelas aparecem no diagrama HR, tomando um lugar ao longo da Sequência Principal. Quando estão nesta fase, as estrelas possuem um núcleo muito estável, que continuamente queima seu hidrogênio. Assim, as estrelas tendem a passar maior parte da sua vida nessa região do diagrama. A massa das estrelas também possui um íntima relação com a Sequência Principal. Como vemos na imagem abaixo, as estrelas organizam-se quanto a sua massa no diagrama. Além disso, quanto maior a massa menor o tempo em que a estrela permanece na Sequência Principal, e por consequência, menor é o seu tempo de vida. Por exemplo, o Sol já está em sua posição na Sequência Principal por cerca de 4,6 bilhões de anos e assim permanecerá por mais 5 bilhões de anos, totalizando aproximadamente 10 bilhões de anos. Mas uma estrela com cerca de 10 massas solares permanece "apenas" cerca de 10 milhões de anos na Sequência Principal.


Regiões do Diagrama HR. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 80.

Após a Sequência Principal, as estrelas passarão a maior parte da sua vida na região superior direita do diagrama, o ramo das Gigante Vermelhas. A partir daqui, as reações nucleares também se mostrarão muito relacionadas com o caminho das estrelas no diagrama HR. Após a queima de hidrogênio cessa no núcleo estelar, o hélio pode começar a fusionar, dando origem a elementos mais pesados. Ao mesmo tempo, a estrela "passeia" por diferentes regiões, passando pelo ramo horizontal, onde a temperatura superficial aumenta significantemente, e, por fim, passando pelo ramo assimptótico das gigantes, onde o núcleo estelar é basicamente carbono e oxigênio.

A evolução de estrelas baixa massa

Vamos dar uma olhada mais profunda no caminho de estrelas de massa menor a 8 massas solares pelo diagrama HR. Estas são as estrelas classificadas como de baixa massa e massa intermediária. Cerca de 90% da vida dessas estrelas se passa na Sequência Principal, onde a queima de hidrogênio (4 H --> He) ocorre no núcleo, onde a temperatura é mais elevada. Em certo ponto, o núcleo, que era composto basicamente de hidrogênio, passa a comportar apenas o hélio que resultou da fusão nuclear. O hidrogênio restante é queimado em uma camada que se encontra logo acima do núcleo. Com o tempo, o núcleo inerte de hélio começa a contrair-se, de modo a se aquecer. Esse calor é suficiente para fazer as camadas acima do hidrogênio expandirem-se, diminuindo suas temperaturas. Dessa forma, a estrela começa a sua jornada fora da Sequência Principal.


O tempo de vida das estrelas na Sequência Principal depende de suas massas. Fonte: Adaptado - FREBEL, Anna; Searching for the Oldest Stars, 2015, p. 83.

O núcleo de hélio continua se aquecendo, de modo que as camadas mais externas da estrela também continuam se expandindo cada vez mais. Consequentemente, temos um aumento na luminosidade e uma diminuição da temperatura, levando a estrela para o canto superior direito do diagrama, o ramo da Gigantes Vermelhas. Em certo momento, o núcleo de hélio se tornou denso e quente o suficiente para sua ignição, em um evento chamado helium flash. Agora, o hélio começa a fundir-se produzindo carbono e oxigênio. Com uma nova fonte de energia, a luminosidade da camada de hidrogênio decai um pouco. Ademais, a estrela contrai, aumentando sua temperatura. Assim, ela segue para uma nova região, o ramo horizontal.

O ramo horizontal intersecta a faixa de instabilidade do diagrama HR, no qual há muitas estrelas pulsantes e variáveis. Por esse motivo, muitas estrelas que estão passando por esta região também pulsam. Enquanto o núcleo de hélio queimar, a estrela permanecerá no ramo principal. Estrelas de baixa massa costumam permanecer pouco tempo nessa região, nem chegando a caracterizar um movimento realmente horizontal no diagrama HR. Em contrapartida, é visível uma região horizontal quando estamos falando de estrelas de massa intermediária.

Quando o hélio se esgota no núcleo, ocorre um processo semelhante ao que houve quando se esgotou o hidrogênio no núcleo. Uma camada de hélio que continua queimando se forma abaixo da camada de hidrogênio e acima do núcleo, que agora é composto de carbono e oxigênio. A estrela segue então ao ramo assimptótico das gigantes.

No ramo assimptótico, a camada de hélio é a principal responsável pela produção de energia. O núcleo inerte se contrai, de modo a se aquecer. Este aquecimento leva a uma expansão da camada de hélio, logo acima do núcleo. Por sua vez, as camadas mais externas (inclusive a de hidrogênio) também se expandem, diminuindo a temperatura superficial da estrela. Contudo, em certo momento, a camada de hélio se estabiliza. Dessa forma a camada de hidrogênio começa a se contrair, intensificando o processo de queima de hidrogênio, depositando cada vez mais hélio na camada abaixo. Da mesma forma, a queima de hélio se intensifica, dando origem a pulsos térmicos periódicos que atravessam o interior da estrela.

Os pulso térmicos são responsáveis por um aumento importante na perda de massa das estrelas. Conforme as camadas de hidrogênio e hélio se aproximam da superfície, os pulsos térmicos se intensificam e a estrela começa a ejetar cada uma das suas camadas, até que um pulso final ejete a camada de hélio. Esse material expelido irá formar uma imensa nuvem de gás, chamada de nebulosa planetária, que irá envolver o núcleo degenerado de carbono e oxigênio, chamado de anã branca. As anãs brancas podem ser encontradas na parte inferior esquerda do diagrama HR. Por não possuírem uma fonte de energia, elas estão continuamente esfriando, até serem tão frias quanto o espaço (cerca de 2,7 K) e não serem mais observáveis. Elas então passam a ser chamadas de anãs negras.


Nebulosa Planetária do Esquimó (NGC 2392). Fonte: Andrew Fruchter, STScl et al. WFPC2, HST, NASA.




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