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AS TRÊS MORTES DAS ESTRELAS

As estrelas parecem ser eternas mas não são. Elas nascem, vivem e morrem. Até mesmo o Sol, que é uma estrela (e não das maiores), um dia também vai acabar. Um dia daqui a cinco bilhões de anos... Com telescópios poderosos e a ajuda de observatórios espaciais, os astrônomos conseguem ver as transformações das estrelas. E descobriram, entre outras coisas, que quando olhamos para o céu, uma parte das estrelas que vemos já morreram há muito tempo. A sua distância de nós era tão grande que, quando a luz que emitiram chega até aqui, elas mesmas já nã existem.

As estrelas "nascem", ou seja, formam-se quando uma enorme nuvem de gás começa a se concentrar, ficando cada vez menor e mais quente. As partes mais externas da nuvem começam, então, a cair em direção ao centro. Esse "nascimento" pode levar um milhão de anos, o que não é muito tempo quando se fala de estrelas.

Depois disso, a parte interna da nuvem fica tão quente que se transforma num enorme reator nuclear, quer dizer, uma verdadeira fábrica de luz. A nuvem original era composta principalmente de hidrogênio, um gás muito comum no Universo, inclusive em nosso planeta, onde se encontra, por exemplo, na água. O hidrogênio é o principal combustível do reator nuclear que existe dentro da estrela. Ele produz a energia que faz brilhar o Sol e as milhares de estrelas que vemos no céu.

Estrelas
As Plêiades são um aglomerado de estrelas, que é uma espécie de "arquipélago" de estrelas. As mais brilhantes são azuladas e conhecidas como "As sete irmãs". Podem ser vistas facilmente na constelação do Touro.(AAO)

Começa aí a parte mais longa da "vida" da estrela. É um período que pode durar muitos bilhões de anos. Depois desse tempo, o combustível acaba e a estrela começa a "morrer". Ela ainda pode usar outros combustíveis, como o hélio, aquele gás que faz os balões ficarem bem leves. Mas isso só aumenta um pouquinho a vida das estrelas.

Agora, tem uma coisa: as estrelas não morrem todas do mesmo jeito, nem a duração da vida é a mesma para todas elas. As maiores e mais "pesadas" gastam mais rapidamente seu combustível e por isso duram muito menos, apenas alguns milhões de anos. Assim, dependendo da quantidade de massa que têm, as estrelas podem morrer de três maneiras diferentes.

GORDAS, MAGRAS, GIGANTES

Depois que a estrela se forma e durante a maior parte de sua vida, seu tamanho não aumenta nem diminui. O Sol, por exemplo, está mais ou menos do mesmo tamanho há alguns bilhões de anos. Mas quando acaba o combustível, as coisas começam a mudar: desligado o reator, a estrela não consegue suportar mais o peso das camadas que estão perto do centro. Essas camadas acabam desabando sobre o centro. Isso faz aumentar a temperatura e a produção de energia, a ponto de empurrar para fora as camadas externas da estrela, que fica inchada e menos quente na superfície. É nesse estágio que ela recebe o nome de estrela gigante vermelha. Uma estrela assim é Betelgeuse, da constelação de Órion, que fica perto das Três Marias.

Se a estrela for das mais "magrinhas", mais ou menos como o Sol, ou um pouco mais pesada, ela começa a tremer, a tremer, até expulsar de uma vez só toda sua camada externa. Vocês estarão pensando: mas como é que os astrônomos sabem disso? Acontece que essa camada se espalha lentamente pelo espaço, aumentando cada vez mais de tamanho e adquirindo um brilho intenso. Isso pode ser observado num telescópio. Nessa fase, a estrela é uma nebulosa planetária, um dos corpos mais bonitos do céu.

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Uma nebulosa planetária, objeto formado na fase final da vida de uma estrela do tipo do Sol.(HST)

Enquanto isso, a parte interna da estrela vai ficando cada vez menor. Primeiro, ela é a estrela central da nebulosa planetária. Depois, transforma-se numa anã branca , uma estrelinha quente e muito densa: uma colherinha cheia com o material que forma essa estrela pesaria algumas toneladas! Sem combustível, a anã branca vai esfriando aos poucos, até se transformar em anã negra , que é uma espécie de cinza de estrelas. A anã negra é pequena e praticamente invisível. Os restos de objetos muito menors que o Sol e que não chegam a ser estrelas são chamados de anãs marrons.

UMA EXPLOSÃO ESPETACULAR

Se a estrela for mais "gordinha", digamos, oito vezes mais pesada que o Sol, sua morte é mais violenta e espetacular. Esgotado o combustível, ela também fica instável e sofre as mesmas tremedeiras que as outras. Mas a matéria é tanta que a queda sobre o núcleo é muito violenta. A estrela pode até acabar explodindo, formando uma supernova: a parte externa é expulsa violentamente para o espaço, enquanto a parte interna - o núcleo - fica tão pequena e densa que uma colherinha desse material pesaria milhões de toneladas.

Esse núcleo é chamado estrela de nêutrons. Ele gira muito rapidamente, produzindo ondas de rádio e de luz. Por causa desse movimento de rotação, o brilho da estrela aumenta e diminui, como se fosse aquela luz que fica no teto de uma ambulância ou nos carros de polícia. Essa fonte de luz intermitente é conhecida pelo nome de pulsar .

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A Via Láctea, uma faixa esbranquiçada que pode ser vista em noites estreladas. O nome quer dizer "caminho leitoso", ela é uma galáxia que contém bilhões de estrelas. O Sol é uma das estrelas da Via Láctea, e por isso dizemos que ela é a nossa galáxia.(T.Credner/S.Kohle)

Quando uma supernova explode, onde antes havia apenas uma estrela fraquinha, aparece, no céu, uma estrela muito brilhante. Esse fenômeno é raro, pois não são tantas as estrelas "gordinhas". Por isso, os astrônomos estão sempre esperando ansiosamente por uma explosão dessas. No início de 1987 surgiu uma supernova na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia próxima da Via Láctea, bem menor do que ela, e que pode ser vista em noites estreladas, perto do Pólo Sul.

Estrelas
A supernova que explodiu na Grande Nuvem de Magalhães em 1987. Antes da explosão (direita) indicada pela seta. Depois da explosão (esquerda), com o brilho equivalente ao de milhões de estrelas.(AAO)

ENGOLIDAS PELOS BURACOS NEGROS

E se a estrela for mesmo muito "gordona", trinta vezes mais pesada que o Sol, ou ainda mais? Nesse caso, quando acaba o combustível, as partes externas caem sobre o núcleo de uma forma violentíssima. Na verdade, a atração em direção ao núcleo é tão forte que nada consegue escapar, nem mesmo a luz. Como a luz não escapa, esse corpo é escuro. Por isso, recebe o nome de buraco negro.

E como podemos observar um buraco negro? Isso é muito difícil, mas, para felicidade dos astrônomos, muitas estrelas nascem aos pares, ou até mesmo em grupos maiores, como se fossem gêmeas. Assim, se o buraco negro se formar perto de outra estrela, ele vai acabar engolindo pedaços dessa estrela. Ao cair em direção ao buraco negro, esses pedaços se aquecem muito e formam um disco. Produzem, então, raios-X, aquela mesma radiação que atravessa nosso corpo quando tiramos uma radiografia, e que permite ao médico ver ser estamos com um osso quebrado. Observando esses raios-X, os astrônomos podem saber da existência dos buracos negros, mesmo que estes não possam ser vistos diretamente.

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Representação de um sistema composto por duas estrelas, em que uma delas (ponto vermelho à direita) sofreu um colapso, e está "puxando" material de sua companheira, formando um disco.(STSCI/NASA)

Já sabemos o que acontece com as estrelas "magrinhas", "gordinhas" e "gordonas". Mas e se estrela for muito "magricela", umas dez vezes mais leve que o Sol? Algumas podem ser tornar anãs brancas, ma as bem pequenas jamais se aquecem o suficiente para que se transformem em fábricas de luz. Podem alcançar o tamanho de planetas, mas não são estrelas. Não chegam a nascer e, por isso, não morrem nunca.

Fonte: www.astro.iag.usp.br

Estrelas

Estrelas

As estrelas são enormes corpos celestes - entidades gasosas com uma variedade de massas, tamanhos e temperaturas.

Estima-se que existam 100 bilhões de estrelas no Universo! Há milhares de anos, o homem tem identificado e colocado nomes em constelações estelares.

O Sol é o astro mais próximo da Terra, o único visível durante o dia e parece um grande e redondo disco no céu. As outras estrelas estão tão longe de nós que só cintilam no céu à noite.

Esse brilho é causado pela distância que estão de nós e pelo efeito da atmosfera no nosso planeta.

O Sol

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O Sol é o maior objeto do Sistema Solar e é mais de 1 milhão de vezes maior do que a Terra.

É um astro comum, um entre tantos na galáxia. Ele é formado por 70% de hidrogênio, 28% de hélio e 2% de metais. A fusão nuclear é a responsável pela produção de energia que o faz brilhar com tanta intensidade.

A temperatura da sua superfície é de 5.500 °C, e a do seu núcleo, de 14.000.000 °C! O Sol está na metade do seu ciclo de vida. Mas não precisamos nos preocupar, pois ele ainda vai continuar a brilhar por mais 5.000 milhões de anos.

Sirius

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Sirius é conhecida como a Estrela do Cão porque está localizada na constelação Canis Major (Cão Maior).

Está a 8,7 anos-luz da Terra e só podemos vê-la porque é a maior e a mais brilhante no céu.

Sirius é duas vezes maior e vinte vezes mais brilhante do que o Sol, podendo ser vista em qualquer lugar do planeta Terra. É uma estrela binária, o que significa que tem uma companheira - estão juntas pela gravidade. A outra estrela, Sirius B, é também conhecida como “The Pup” (“Filhote de Cachorro”).

Canopus

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Canopus (Alpha Carinae) é a estrela mais brilhante ao sul da constelação de Carina.

Acredita-se que seu nome foi dado em homenagem ao comandante da nau que partiu com o exército grego para a batalha em Tróia.

Antes da era espacial, era difícil calcular a distância de Canopus. Originalmente, acreditava-se que estava há 1.200 anos-luz da Terra. Atualmente sabe-se que é a estrela mais poderosa numa área de 700 anos-luz.

Ela é uma estrela supergigante, 15.000 vezes mais brilhante do que o Sol e a segunda mais brilhante no céu. Seu brilho branco-amarelado poderia ser visto mais cintilante se ela não estivesse há 310 anos-luz de distância do nosso Sistema Solar!

Alpha Centauri

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Há 4,4 anos-luz de distância, o Alpha Centauri é o sistema estelar mais próximo do nosso Sistema Solar.

É formado por três estrelas, e a Proxima Centauri, a mais próxima da Terra, é a menos brilhante de todas. Alpha Centauri A e B são estrelas binárias, separadas por uma distância 23 vezes maior do que a distância entre a Terra e o Sol.

Alpha Centauri A, também conhecida como Rigil Kentaurus, é a estrela mais brilhante da constelação de Centaurus e a quarta estrela mais brilhante no céu noturno.

O Alpha Centauri só pode ser visto da Terra no hemisfério Sul.

Arcturus

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Arcturus é a estrela mais brilhante no hemisfério Norte. Embora emita 180 vezes mais energia do que o Sol, ela parece somente 110 vezes mais brilhante, pois grande parte da luz que emana é infravermelha e invisível ao olho humano.

Arcturus está a 37 anos-luz de distância de nós e poderia ser uma estrela binária, mas sua companheira é vinte vezes menos brilhante e muito difícil de ser vista.

Arcturus possui o mesmo nome do antigo grego Arktouros, que significa “guardião do urso”, porque é a estrela mais brilhante próxima às Ursas Maior e Menor.

Outras estrelas

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Vega está classificada como uma estrela próxima, mas ainda está a 25 anos-luz de distância!

Ao lado de Arcturus e Sirius, é uma das estrelas mais brilhantes do Sistema Solar.

Capella, Rigel e Betelgeuse são, respectivamente, a sexta, a sétima e a décima estrelas mais brilhantes no céu. Mas no hemisfério Norte, Capella é a quarta mais brilhante.

Rigel está há aproximadamente 800 anos-luz de distância da Terra e brilha 40.000 vezes mais do que o Sol! E Betelgeuse, conhecida como gigante vermelho, está localizada na constelação Orion.

Fonte: www.discoverybrasil.com

Estrelas

Corpos celestes de forma esférica que irradiam luz. Possuem massa na faixa de 0,1 a 100 vezes a massa do Sol e pertencem a sistemas maiores denominados galáxias. O Universo contém aproximadamente 100 bilhões de galáxias e estas, bilhões ou trilhões de estrelas, embora só uma pequena parte seja visível a olho nu. As estrelas podem ser solitárias, como é o caso do Sol, mas muitas existem em pares ou em aglomerados.

Nascimento e morte

As estrelas nascem de gigantescas nuvens de gás e poeira comprimidas pela própria gravidade até atingir pressão e temperatura altas o suficiente para desencadear reações nucleares em seu interior. A primeira reação é a queima de hidrogênio: quatro núcleos de hidrogênio são convertidos em um núcleo de hélio. A estrela permanece a maior parte de sua vida nesse estágio, durante o qual ela é chamada de estrela anã ou estrela de sequência principal. Sua luminosidade e temperatura aumentam de acordo com a massa.

No estágio posterior, ela é denominada estrela gigante ou supergigante. Nessa fase, já converteu todo o hidrogênio de seu centro em hélio, que passa a ser queimado: três núcleos de hélio são convertidos em carbono. O tamanho aumenta, mas sua massa se mantém inalterada.

As estrelas gigantes ou supergigantes morrem quando seu combustível nuclear se esgota. As com massa menor do que dez massas solares ao morrer expelem sua parte exterior, formando uma concha chamada "nebulosa planetária". O resto dessas estrelas se transforma em uma anã branca, com densidade de até algumas toneladas por centímetro cúbico. As estrelas maiores do que dez massas solares terminam a vida em uma imensa explosão chamada de supernova. Durante essa explosão é formada a maior parte dos elementos químicos que irão constituir as novas estrelas. O resto da supernova pode ser uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Fonte: www.coladaweb.com

Estrelas

Nascimento e morte das estrelas

Aspectos da evolução estelar

É interessante saber como uma estrela nasce, cresce e morre, ou seja, quais os processos físicos importantes que determinam sua linha evolutiva. Tudo começa com o "Big Bang" - instante zero do tempo. Após a grande explosão, teoria mais aceita atualmente para a origem do Universo, formaram-se nuvens de gás difuso, rarefeito, constituído principalmente de hidrogênio, com pequena porcentagem de elementos mais pesados, como hélio, carbono, nitrogênio e o oxigênio. Estas nuvens de gás são chamadas de Proto-estrelas.

Pré-sequência principal

Pouco se sabe sobre o mecanismo pela qual porções de imensa massa gasosa inicial, que formam as galáxias, tenham chegado a se isolar e, geralmente colapsar sobre si mesmo, vindo a formar as estrelas. Admite-se como configuração inicial, um gás rarefeito composto predominante de hidrogênio, podendo eventualmente apresentar pequenas porcentagens de elementos mais pesados. A não homogeneidade na distribuição da matéria dá origem à instabilidade gravitacional, que provoca a condensação (auto-contração) do gás, que passa a apresentar movimentos convectivos. A energia gravitacional gerada é então quase totalmente utilizada pelos movimentos, mesmo quando eles se restringem às suas camadas mais externas.

A estrela esquenta e começa a irradiar, às custas da energia gravitacional liberada. Quando a temperatura é suficientemente alta para ionizar o hidrogênio (13 eV), os elétrons livres passam a exercer uma pressão que vai se opor à contração. Esse estágio é caracterizado por dois aspectos importantes:

a) a gravitação é a única fonte de geração de energia;

b) a temperatura ainda é insuficiente para provocar o início das reações termonucleares.

A fase de pré-sequência principal tem duração relativamente curta, cerca de 10 elevado a 7 anos para estrelas com massa da ordem do Sol. Ao final desta etapa, a densidade chega a 1 g/cm3 e a temperatura próximo de 10 elevado a 7, começando a fusão do hidrogênio.

Queima do hidrogênio: sequência principal

Quando o caroço substancialmente radioativo é formado, ao mesmo tempo que os movimentos convectivos se limitam as camadas mais externas, a maior parte da estrutura continua a se contrair através de estados sucessivos de equilíbrio quase estático. O teorema de virial assegura que, nesse estágio, pelo menos metade da energia gravitacional é armazenada sob forma de energia térmica. A temperatura pode então chegar a valores que possibilitam a ocorrência de reações nucleares com o hidrogênio.

Quando essa queima passa a se tornar uma efeciente fonte de energia, estabelece-se um estado estacionário para os processos de produção e perda por irradição.

Praticamente cessam as contrações, e o tamanho, a luminosidade e a temperatura variam lentamente por um longo período de tempo da evolução estelar (entre 10 elevado a 9 e 10 elevado 5 anos, dependendo de sua massa). Essa é a fase mais longa da vida da estrela, e ao seu final ela apresenta um caroço (com o hidrogênio já completamente consumido), que começa a se contrair, ainda queimando hidrogênio.

O sol tem um tempo de vida para essa etapa de cerca de 10 bilhões de anos, dos quais já se passaram aproximadamente 5 bilhões. Estrelas maiores queimam mais rapidamente e têm sequência principal tão pequena como 1 milhão de anos.

Queima de hélio: Gigante Vermelha

Esgotada a reserva de hidrogênio no interior surge, em seguida, a possibilidade de reações com o hélio formado. Entretanto, estas reações no início não são suficientementes efetivas para promover novos estágios evolutivos.

Em consequência, a estrela aguarda na fase da sequência principal que contrações gravitacionais aumentem novamente a densidade de hélio, possibilitando a sua queima.

A energia é então gerada pela queima do hélio, o que provoca a expansão das camadas externas constituídas do resto de hidrogênio que ainda existe. Acabado o hélio do caroço, este se contrai. Devido ao aquecimento cental causado pelas ondas de choque de rarefação que se formam, o envoltório se expande. A estrela passa à fase de subgigante, Gigante, Gigante Vermelha ou Supergigante, dependendo de sua massa. Quando isso acontecer ao Sol, ele irá crescer numa vasta esfera e eventulmente englobar os planetas Mercúrio, Vênus, e possivelmente Terra e Marte.

Anã Branca, estrela de neutrons e buraco negro

Em seguida a queima do hélio, a região central da estrela apresenta condições que permitem a queima de elementos mais pesados (carbono, oxigênio, etc...), que agora são os mais abundantes. Estrelas com massas pequenas (M < 1.2 M do Sol) tem sequências evolutivas que não alcançam situações catastróficas. O principal papel na evolução da estrela neste estágio é exercido pela degenerescência do gás de elétrons e pelo aparecimento da matéria fria, como resultado do esfriamento da estrela por perda da energia através da radiação. Com a ausência de fontes nucleares de energia, a estrela se contrai, e essa contração continua até que os elétros se tornem degenerados, primeiro na região central, depois na externa, contribuindo com um gradinte de pressão que freia o colapso e reastebelece o equilíbrio hidrostático. Esta última fase da vida da estrela é conhecida como estágio Anã Branca e deve ser o futuro do Sol.

A Anã Branca leva cerca de 10 elevado a 9 anos para se esfriar, quando então perde o brilho e se torna cinza-preta, sendo, efetivamente um processo de morte lenta. Estrelas bastante massivas (~ 4-8 M solares) chegam durante suas fases mais avançadas de evolução a formar um caroço central bastante enriquecido pelos produtos pesados dos vários processos nucleares, até então ocorridos. A região central não suporta a pressão gravitacional (Condição de Chandrasekhar) e um rápido colapso acontece e tem lugar a explosão da estrutura.

Esta violenta explosão gera uma supernova, desintegrando-se pura e simplesmente, ou ejetando grande parte do envoltório e deixando como remanescente um caroço denso. Esse caroço sofre reimplosão ou contração e é bastante rico em neutrons, atingindo uma configuração estável chamada Estrela de Neutrons. Uma vez que existem estrelas com massa 50 a 70 vezes superiores à do Sol, não é inconcebível que, quando começa a contração, ela possa ser ocasionalmente impulsionada por uma fúria gravitacional ainda maior e mais intensa que a suportável por uma estrela de Neutrons.

E aí? A resposta é que não há o que interrompa esta contração, Para estrelas supermassivas, o caroço, ao entrar em colapso, pode continuar indefinitamente a contração, constituindo-se em um buraco. Os objetos podem cair sobre tal corpo super contraído, mas não podem ser expulsos dele. É como se fosse um buraco sem fundo no espaço. Além disso, nem a luz ou qualquer radiação semelhante pode escapar. Esse objeto supercontraído age não só como um buraco, mas também como um buraco negro, pois não pode emitir nenhuma luz ou radiação semelhante.

Daí o seu nome. É provável que o buraco negro seja também o destino de todas as pré-supernovas com massa fora do intervalo crítico. Alguns físicos acreditam que 90% da massa do Universo estejam concentrados em Buracos negros. Outros físicos acreditam que podemos estar vivendo em um enorme Buraco Negro.

Buracos de Minhoca (ou verme)

A matéria que penetre em um buraco negro pode, em teoria, ser esguichada em algum outro lugar. Essa transferência de matéria pode, aparentemente, realizar-se através de distâncias enormes, milhões ou bilhões de anos-luz, em um período de tempo mínimo. Tais transferências não podem ocorrer da maneira ordinária, uma vez que o transporte de massa é limitado pela velocidade da luz. Assim, transferir matéria, da maneira usual, à distâncias de bilhões de anos luz, deveria levar um tempo de bilhões de anos. ( tempo = espaço / velocidade). A transferência deve ocorrer através de túneis ou pontes que não tem, falando-se em termos rigorosos, as caraterísticas que conhecemos e definimos para o tempo em nosso Universo. Este percurso é as vezes chamado de PONTE DE EINSTEIN-ROSEN ou, mais pitorescamente, de BURACO DE MINHOCA.

Se a massa atravessa o buraco de minhoca e aparece de repente a um bilhão de anos-luz de distância, novamente no espaço ordinário, alguma coisa deve acontecer para equilibrar esta grande transferência na distância. Os cientistas supõem que essa passagem impossivelmente rápida pelo espaço é equilibrada por uma passagem compensatória pelo tempo, de modo que a massa pode ressurgir a um bilhão de anos no passado. Assim. os Buracos de minhoca, além de permitir superar a barreira da velocidade da luz, atuariam como fendas no tempo (ou como pensam os místicos, Portais).

Fonte: www.fenomeno.trix.net

Estrelas

Ainda que, a olho nu, as estrelas apenas pareçam como pontos brilhantes no céu; em realidade elas são enormes globos de gás incandescentes a vários milhões de graus centígrados.

Na maioria, são similares ao nosso Sol e, como este, terão destino similar.

Os astrônomos e físicos puderam esmiuçar suas características principais e, comparando estrelas diferentes, puderam dar-se conta de indícios certos da evolução das mesmas.

Nascimento Estelar

Imagine uma imensa nuvem escura somente iluminada pela tênue luz estelar, e que flutue no espaço vazio. É muito pouco densa, porém não é uniforme. Há lugares onde a densidade é levemente maior que a média. 
Pouco a pouco, em parte por azar e em parte por uma pequena ação gravitacional, a nuvem de gás começa a condensar-se ao redor desse ponto de maior densidade. 
O processo é lento, pode-se passar vários milhares de anos sem se veja nada fora do comum em uma nebulosa como a quese imagina agora. São necessários milhões de anos... e uma grande paciência.

A temperatura no interior da nuvem é baixa: da ordem de 10 graus kelvin; e o gás não possui temperatura interna suficiente para impedir que a nuvem caia-em-si-mesma, ou seja, que se contraia devido a ação gravitacional.

Nest estágio a nuvem de gás está mais quente, pois o gás assim comprimido tende a esquentar-se (2000 a 3000 graus kelvin).

Mil anos mais tarde, no interior da nuvem encontramos uma bola incandescente 20 vezes maior que o sol e100 vezes mais brilhante que este. O calor em seu interior é suficiente para produzir reações termonucleares com o hidrogênio do núcleo.

Acaba de nascer uma estrela.

Uma das causas da condensação da nuvem de gás são as potentes explosões de supernovas (cuja definição veremos mais adiante). A poderosa onda de choque-matéria projetada a altas velocidades comprime o gás, criando lugares onde a densidade é maior.

Porém o nascimento de uma estrela nem sempre tem um final feliz: Uma protoestrela com massa menor que 0.08 massas solares não gera temperatura e pressão suficiente em seu interior para produzir as reações termonucleares necessárias para ser uma estrela. Em tal caso se converten em anãs marrons.

Por outro lado, se a proto-estrela tem uma massa maior que 80 massas solares a temperatura será tal que a pressão da radiação impedirá a condensação da nuvem.

Maturidade Estelar

Uma vez que a estrela começa a se formar, ela deve respeitar os equilíbrios fundamentais durante toda a sua vida:

O equilíbrio térmico: toda a energia produzida no seu interior deve estar balanceada com a energia que é radiada ao exterior, e além disso, com sua temperatura interna.

O equilibrio hidrostático: a pressão a qualquer profundidade da estrela deve ser suficiente para compensar o peso das camadas superiores.

Ambos equilíbrios se mantêm ao longo de milhões de anos, até que o combustível nuclear começa a esgotar-se. O tempo que leva para esgotar o hidrogênio no núcleo da estrela depende da massa da estrela; assim, as de maior massa (ao redor de 70 massas solares) levam 300 000 anos para esgotar-se, enquanto que as de menor massa (menor que a do sol) têm algo como 200 milhões de anos para esgotar suas reservas de hidrogênio.

Quando termina o hidrogênio começa um processo chamado combustão de hélio, já que ao restar somente este elemento, a estrela o utiliza para seguir funcionando.

Porém, queimar hélio é mais difícil que queimar hidrogênio, já que a repulsão elétrica é quatro vezes maior para dois núcleos de hélio do que para dois núcleos de hidrogênio. Em consequência, a temperatura no interior deve aumentar para que tal combustão se realize. Isto se sucede de fato.

À medida que a estrela vai queimando paulatinamente o seu combustível original, a pressão da radiação cede (em consequência do esgotamento do combustível) ante ao peso da estrela. Devido a isso o núcleo da estrela se contrai cada vez mais , e por isso aumenta dramaticamente sua temperatura; de 15 milhões de graus a 100 milhões de graus!

Literalmente o céu é o limite.

Na última fase da queima de hidrogênio, o hidrogênio começa a ser consumido na superfície da estrela. Nesta etapa a luminosidade aumenta e a estrela inteira se expande. Ao expandir-se sua superficie esfria e sua coloração se torna mais vermelha.

A estrela se converte em uma Gigante Vermelha. Isto acontecerá com o nosso sol daqui a 4 bilhões de anos e o seu raio aumentará até englobar a órbita da terra. Viver por aqui nesta época? Nem pensar!

Morte das Estrelas

O estado final de uma estrela transcorre como uma Gigante Vermelha, porém sua morte depende decisivamente da massa que ela possui. Deste modo, a estrela pode terminar sua vida pacificamente como uma anã branca , ou se tem massa maior, pode chegar a ser (depois da fase de uma supernova) uma estrela de nêutrons, ou ainda, em um caso extremo, converter-se em um buraco negro.

O que sempre ocorre é que a estrela de algum modo se desfaz de parte de seu material; formando as chamadas nebulosas planetárias (restando uma anã branca em seu centro), ou de outro modo libera violentamente seu material ao exterior mediante uma supernova.

Anã Branca

Na etapa final de uma Gigante Vermelha, a região central da estrela se contrai e joga ao espaço as camadas externas.

Em seu interior fica um tipo de estrela chamada anã branca a qual tem o tamanho da terra mas a massa do sol. Por isso, a sua densidade é muito elevada: uma tonelada por centímetro cúbico!

Esta classe de estrela demora muito a esfriar sua superficie; a mais fria tem uma temperatura de 3500 graus kelvin.

Supernova

As estrelas de massa maior, depois de converter seu hidrogênio, podem seguir queimando os componentes restantes para formar elementos mais pesados (carbono, oxigênio, neônio, magnésio,silício, e finalmente ferro). Como o núcleo de ferro é o mais estável na natureza, não existe mais a possibilidade de se obter energia usando o ferro como combustível nuclear: a produção de energia nuclear na estrela pára abruptamente quando se formam núcleos de ferro.

Nesse momento a estrela colapsa, desmoronando-se em si mesma. A estrela se contrai, aumenta incrivelmente a densidade no centro, e devido à resistência da matéria nuclear, as camadas externas que caem para o interior da estrela ricocheteiam no centro. Ocorre assim uma grande explosão que destrói a estrela.

O brilho desta explosão é considerável e pode ser até dez bilhões de vezes mais brilhante que o sol.

A isto se chama uma Supernova

O núcleo da estrela, que sobra após a explosão, se transforma geralmente em uma anã branca. Mas, esse destino depende de sua massa.

Estrela de Nêutrons

Quando a estrela ultrapassa o limite de 1.4 massas solares a matéria se comprime ainda mais que em uma anã branca. Nesse momento os elétrons de seus átomos colidem (ao estarem tão comprimidos) com os prótons, são absorvidos (o inverso do decaimento beta) formando um nêutron. Nesse momento a estrela volta a ser uma estrela de nêutrons.

Um outro efeito ocorre quando o seu tamanho se reduz ao redor de 10 quilômetros de diâmetro, com bilhões de toneladas por centimetro cúbico! A estrela aumenta violentamente a quantidade de giros, o que faz com que ela emita (periodicamente) uma grande quantidade de sinais de rádio: Os Pulsares

Buracos Negros

Podemos ter uma estrela de nêutrons de 1 a 3 massas solares. Se ela possuir mais de 3 massas solares, a gravidade não pode ser contrabalançada de nenhum modo.

De acordo com a teoria da relatividade, nem sequer a luz pode escapar deste corpo. É por isto que os denominamos de buracos negros, pois eles não podem emitir nenhum tipo de luz.

Fonte: www.if.ufrj.br

Estrelas

Nascimento e morte das estrelas

Estrelas

As estrelas são astros com luz própria. Executam reações nucleares de onde provém a luz que observamos.

O nascimento de uma estrela começa por uma imensa nuvem escura, que flutua no espaço vazio. É muito pouco densa, mas não uniforme. Há espaços onde a densidade é levemente superior à média. No interior da nuvem, a temperatura é baixa (da ordem dos 10 graus Kelvin). O gás não possui uma temperatura interna suficiente para impedir que a nuvem se contraia. Pouco a pouco, devido a uma pequena ação gravitacional, a nuvem de gás começa a condensar-se.

Durante a formação da estrela, a nuvem está mais quente, pois o gás comprimido tende a aquecer. Mil anos mais tarde, no interior da nuvem encontramos uma bola incandescente: vinte vezes maior do que o sol e cem vezes mais brilhante.

O processo de formação de uma estrela é lento. Podem decorrer vários milhares de anos sem que uma nebulosa apresente um aspecto fora do comum, mas o calor no seu interior é suficiente para produzir reações termonucleares com o hidrogénio do núcleo. Até que acaba por nascer uma estrela.

Há equilíbrios fundamentais que se mantêm ao longo da vida de uma estrela.

Equilíbrio térmico: Toda a energia produzida no interior deve estar balanceada com a energia que é radiada para o exterior e com a temperatura interna.

Equilíbrio hidrostático: A pressão a qualquer profundidade da estrela deve ser suficiente para compensar o peso das suas camadas superiores.

Ambos os equilíbrios se mantêm ao longo de milhões de anos, até que o combustível nuclear começa a esgotar-se.

O tempo que o hidrogénio leva a consumir-se no núcleo depende da massa da estrela. As de maior massa (cerca de setenta massas solares) levam trezentos mil anos a esgotar as suas reservas de hidrogénio. Nas de menor massa (menores que a do sol), o processo demora duzentos milhões de anos.

Quando o hidrogénio se consome, começam as reações nucleares do hélio. Ao restar apenas este elemento, a estrela utiliza-o para continuar a funcionar.

As reações nucleares do hélio são mais difíceis que as do hidrogénio. A repulsão elétrica é quatro vezes maior para dois núcleos de hélio do que para dois núcleos de hidrogénio. Em consequência, a temperatura no interior tem que aumentar para que a reação nuclear se realize.

À medida que a estrela vai consumindo o seu combustível original, a pressão da radiação cede (em consequência do esgotamento do combustível) perante o peso da estrela. O núcleo da estrela contrai-se cada vez mais e a sua temperatura aumenta quinze a cem milhões de graus!

Na última fase, o consumo de hidrogénio ocorre na superfície da estrela. Nesta etapa, a luminosidade intensifica-se, a estrela expande-se, a sua superfície arrefece e a coloração torna-se mais vermelha.

A morte das estrelas

A morte de uma estrela depende decisivamente da massa que possui. Pode terminar a sua vida pacificamente como uma anã branca ou transformar-se numa estrela de neutrões se a sua massa for maior. Pode ainda, num caso extremo, converter-se num buraco negro.

A estrela desfaz-se de parte do seu material, formando as chamadas nebulosas planetárias, ou liberta violentamente o seu material, transformando-se numa supernova. Num instante, esta liberta a energia de cem biliões de sóis, que, durante algum tempo, brilham com mais intensidade do que todas as estrelas da galáxia.

Diana Duque, Walter Costa

Fonte: www.esec-valenca.rcts.pt

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HUBBLE FOTOGRAFA O NASCIMENTO DE ESTRELAS EM TODO O UNIVERSO

O telescópio espacial Hubble, há oito anos no espaço, tem revolucionado a Astronomia, respondendo a antigas questões formuladas pela humanidade e trazendo à frente de nossos olhos um universo muitas vezes até então impensado. Como nascem as estrelas? Como são formados os mundos? No final do século XX, cientistas consideram que as discussões sobre os processos fundamentais referentes a algumas dessas questões milenares estão praticamente encerradas devido ao êxito das pesquisas do Hubble.

Estrelas
A nebulosa de Orion, nesta época, pode ser observada durante toda a noite.

Nas galáxias, existem muita poeira e gás. Aproximadamente ¾ da massa de uma galáxia está entre as estrelas na forma de poeira e gás.

Uma nebulosa é basicamente uma imensa nuvem de gás e poeira entre as estrelas. Excitadas pela radiação das estrelas vizinhas, as moléculas desses gases, quando voltam ao seu estado fundamental, emitem a luminosidade que faz com que possamos ver a nebulosa.

Uma nebulosa especialmente bela, próxima ao Sol (1.500 anos-luz) e muito observada por astrônomos profissionais e amadores, é a Nebulosa de Orion, assim chamada por se encontrar na constelação de Orion - a referência a essa constelação são as três estrelas conhecidas por Três Marias.

Somente em uma pequena região dessa nebulosa (2,5 anos-luz de extensão), o telescópio Hubble, em novembro de 95, fotografou mais de 150 estrelas em formação. O mais importante dessas imagens, contudo, é a constatação da existência de discos de poeira e gás em torno dessas estrelas jovens (aproximadamente um milhão de anos).

Nesses discos, 99% são gases e 1% poeira; mesmo assim são opacos à luz emitida pelos gases da nebulosa que se encontram ao fundo, permitindo assim a sua observação. O diâmetro desses discos protoplanetários observados em Orion são da mesma ordem de grandeza do sistema solar.

Essas imagens por si só são extremamente fortes em favor da teoria de que as estrelas se formam pela contração de imensas nuvens de gás e poeira interestelar e que nesse processo, concomitantemente à formação da estrela central, forma-se em torno todo sistema planetário.

NOS QUATRO CANTOS DO COSMO

Também em novembro de 1995, o Hubble surpreendeu os astrônomos de todo o mundo com imagens de uma estrutura nebular na Nebulosa da Águia (Ml6), até então impensada (ela se encontra a 7.000 anos-luz da Terra, na Constelação da Serpente). Nestas fotos é possível ver estrelas se formando sem uma espessa nuvem de poeira em volta.

As colunas que aparecem nestas fotos são como que paredes de vastas nuvens de poeira e hidrogênio molecular, dentro das quais existem as condições necessárias para o processo de contração que resultará na formação de estrelas. A forte radiação de estrelas recém formadas dentro dessas nuvens empurra os gases menos densos para longe, deixando à mostra as regiões centrais de formação de novas estrelas nas regiões próximas às bordas das nuvens.

NGC 604 é uma imensa nebulosa (1.500 anos-luz de extensão) que se encontra próxima à borda de M33 (2.700.000 anos-luz da Terra), uma galáxia espiral como a nossa. Detalhes da estrutura dessa nebulosa, obtidos pelo Hubble em agosto de 96, têm clareado muitos pontos referentes à formação das estrelas e à evolução do meio interestelar.

Estrelas
A galáxia M33 e, dentro dela, no quadrado assinalado, a Nebulosa NGC 604, detalhada pelo Hubble.

COLISÕES AUMENTAM NASCIMENTOS

Estrelas

Colisão entre galáxias é um fenômeno relativamente comum no universo. Em outubro de 94, o Hubble fotografou a Roda de Carruagem (500 milhões de anos-luz da Terra). Ela nada mais é que uma galáxia deformada por uma colisão que acabou de acontecer. Uma das duas galáxias menores, vistas à direita na foto, atravessou a galáxia maior, vista à esquerda. Como uma pedra atirada em um lago que cria uma onda em sua superfície, essa colisão provocou uma onda na galáxia maior que segue empurrando gases e poeira a uma velocidade superior a 600 mil quilômetros por hora.

Na frente dessa onda, em uma região de largura suficiente para conter toda a nossa galáxia, enquanto milhões de estrelas morrem em explosões que emitem grande luminosidade por curtos intervalos de tempo, outras estrelas vão nascendo e emitindo a luz azulada característica de suas altas temperaturas iniciais.

É essa a origem da forte radiação emitida pelo "anel" da Roda de Carruagem. Essa galáxia, possivelmente, era uma gigantesca galáxia espiral antes da colisão. Os detalhes da imagem têm ajudado muito no entendimento da formação de estrelas de grandes massas, em grandes nuvens fragmentadas.

Em outubro de 97, o Hubble fotografou a Galáxia da Antena (63 milhões de anos-luz de nós). São duas galáxias em pleno processo de colisão - a duração de uma colisão de galáxias é de alguns milhões de anos; intervalo de tempo curto se trata da vida de uma galáxia.

Na região central (foto do Hubble), próximo ao núcleo das galáxias, são vistos detalhes de até 15 anos-luz de extensão. Os pontos mais brilhantes são aglomerados de estrelas recém-nascidas, emitindo radiação azulada.

O Hubble descobriu mais de mil desses aglomerados originados pela colisão entre essas duas galáxias, vários deles contendo mais de um milhão de estrelas cada.

FORMAÇÃO DO SISTEMA SOLAR

A formação do sistema solar e a formação do universo são eventos separados no tempo e no espaço. O universo se formou a 16 bilhões de anos, a nossa galáxia a 13 bilhões e o sistema solar a apenas 4,5 bilhões.

A quase totalidade da massa do sistema solar (mais de 99%) está no Sol. Só na nossa galáxia existem centenas de milhões de outras estrelas como o sol.

Uma unidade de distância muito usada na astronomia é o ano-luz, que equivale à distância que a luz percorre em um ano, correspondente a 9,5 trilhões de quilômetros. A distância entre a Terra e o Sol é de 150 milhões de Km, ou aproximadamente vinte milésimos de milésimos de ano-luz. A distância de Plutão (o planeta mais distante) ao Sol é de aproximadamente 60 centésimos de milésimo de ano-luz. As distâncias entre as estrelas são muito maiores. Próxima Centauro, a mais próxima do Sol, está a 4,2 anos-luz. O diâmetro de nossa galáxia é de 100.000 anos-luz e o diâmetro do universo conhecido, aproximadamente 30 bilhões de anos-luz.

Comparação entre os tamanhos do Sol e de seus planetas

CONTRAÇÃO NEBULAR

As estrelas nascem, vivem e morrem. Elas se formam devido à contração de imensas nuvens de gás e poeira que existem nas galáxias. Atualmente, há fortes evidências a favor da teoria de que nesse processo, concomitantemente à formação da estrela, forma-se todo um sistema planetário em torno. Teria sido assim com o sistema solar, a 4,5 bilhões de anos.

CONTRAÇÃO E ROTAÇÃO

Alguns fatores já são conhecidos como os responsáveis pelo início do processo de contração das nuvens interestelares; entre eles, uma onda de pressão provocada pela morte de uma estrela vizinha em uma grande explosão. À medida que uma nuvem interestelar se contrai, ela se põe a girar, de maneira semelhante à água de uma pia quando escorre pelo ralo.

ROTAÇÃO E ACHATAMENTO

Quanto mais uma nuvem interestelar se contrai, mais rápido se põe a girar. À medida que gira, vai se "achatando" em um plano. Esse fenômeno é análogo ao que acontece quando giramos uma massa pastosa em torno de um eixo. É assim que muitos pizzaiolos abrem as massas de suas pizzas. Passamos a ter, então, depois de um período de milhões de anos, uma estrela com a massa de quase toda a nuvem primordial se formando no centro de um disco (protoplanetário) de gás e poeira. Mais de 150 estrelas nesse estágio de formação foram fotografadas pelo telescópio espacial Hubble na Nebulosa de Orion.

COLISÃO E AGLUTINAÇÃO

Em mais alguns milhões de anos se formarão os planetas, cometas e asteróides a partir do material do disco protoplanetário. O processo fundamental nessa etapa é o de aglutinação das partículas que colidem umas com as outras, de certa forma semelhante ao processo de crescimento de uma bola de neve.

FOI ASSIM CONOSCO?

Em Física, uma teoria é tão mais aceita quanto maior for o número de situações que puder prever e explicar. A teoria de contração nebular explica quase todas as características mais importantes do sistema solar observadas, como por exemplo, o fato das órbitas de todos os planetas estarem aproximadamente em um mesmo plano e terem o mesmo sentido de giro. Estudos atuais têm procurado explicar a baixa velocidade de rotação do Sol em torno de seu eixo. Cálculos preliminares, com base na teoria apresentada, indicam uma velocidade de rotação para o Sol muito maior que a observada.

Fonte: www.observatorio.ufmg.br

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O NASCIMENTO e MORTE DAS ESTRELAS

Uma estrela, desde que se condensa a partir de uma nuvem de gás, está sob a ação de sua autogravitação. A gravidade comprime o gás para o centro da estrela, obrigando-a a produzir energia que gera a pressão suficiente para conter o colapso.

O núcleo da estrela, gigantesco reator de fusão nuclear, processa a matéria do meio interestelar sintetizando, a partir dela, elementos químicos mais pesados.

A gravidade atua inexoravelmente, comprimindo a estrela até levá-la a esgotar sua fonte de energia. As estrelas de pequena massa caminham para a morte resfriando-se lentamente, enquanto que as de grande massa explodem de forma violenta (brilhando 100 bilhões de vezes mais que o Sol), espalhando pelo meio interestelar os elementos químicos que foram processados no núcleo. A matéria interestelar assim "enriquecida" de elementos pesados será continuamente reprocessada em novos ciclos de formação, vida e morte de estrelas.

A maior proporção de elementos químicos pesados nas estrelas jovens em relação às estrelas velhas, é evidência de que muitos ciclos de reprocessamento ocorreram na nossa Galáxia desde sua formação.

A matéria - base da constituição dos organismos vivos (C, O, Fe, etc.) teria se originado no centro de estrelas e participado de eventos catastróficos envolvendo as maiores liberações de energia conhecidas no Universo. Podemos, pois, dizer que somos um dos produtos da evolução estelar.

Esta é, em linhas gerais, a história fascinante que queremos contar em três artigos que aparecerão nesta revista. No primeiro, abordaremos o nascimento, com as condições iniciais necessárias para a formação das estrelas e a cronologia dos processos físicos. Nos próximos números, descreveremos os rumos que a estrela recém formada pode tomar na sua vida (2° artigo) e os processos que ocorrem nos estágios avançados da evolução até sua morte (3° artigo).

Com isso, pretendemos colocar os leitores da revista a par das idéias correntes em Astrofísica sobre a evolução estelar, assunto chave para o estudo do Universo em pequena e grande escala. Algumas aplicações simples para serem utilizadas por professores do ensino médio (e mesmo superior) para dinamizar suas aulas de Física serão apresentadas em cada um dos artigos.

O NASCIMENTO

AS NUVENS INTERESTELARES

Numa noite sem luar, podemos ver, próximo ao pé do Cruzeiro do Sul, em meio a uma região bastante estrelada uma espécie de mancha escura chamada Saco de Carvão. trata-se de uma das muitas nuvens de gás e poeira que existem em nossa galáxia e que são denominadas nuvens interestelares (muitas outras podem ser vistas a olho nu como manchas escuras espalhadas na Via Láctea, por entre campos ricos em estrelas). estrelas recém formadas no interior da nuvem podem "iluminá-la" como no caso da nebulosa de Orion.

Muito mais rarefeitas que o melhor vácuo já obtido em laboratório, essas nuvens têm densidades típicas de 30 átomos/cm3 e temperaturas típicas de 75 K (-198° C). Entre as nuvens existe um meio interestelar mais quente e menos denso.

As flutuações na densidade que ocorrem frequentemente no interior dessas nuvens, funcionam como centros que atraem gravitacionalmente a matéria circundante. Havendo densidade suficiente, esses centros, ou glóbulos, atraem cada vez mais matéria, reforçando o campo gravitacional, que por sua vez, obriga a matéria contida nos glóbulos a se concentrar sempre mais.

A energia cinética dos átomos em queda livre sobre o centro dos glóbulos é dissipada, aumentando a energia cinética média do gás. A pressão térmica resultante atua no sentido de impedir que o colapso continue. Por outro lado, metade da energia térmica é emitida em forma de ondas eletromagnéticas (principalmente na faixa espectral do infravermelho). Essa perda de energia provoca, portanto, a queda da pressão e facilita o trabalho da gravidade de contrair o glóbulo e aumentar ainda mais a temperatura central.

A essa altura, a massa do gás que se contrai e se auto-aquece é um embrião de uma nova estrela. Vamos, aqui, delinear a história da contração de um glóbulo de massa igual à do Sol (1 massa solar º 1 Mq = 2 x 1033 g). Atingida a temperatura de 15000 K as colisões separam os elétrons dos prótons ionizando completamente o Hidrogênio. Nesta fase, um glóbulo com raio inicial de 3 vezes a distância atual do Sol a Plutão (que é de cerca de 6 bilhões de Km) contrai-se até ter um raio igual à distância da Terra ao Sol (150 milhões de Km). Uma proto-estrela já existe e, se sua massa for de 1 Mq sua luminosidade será 10 mil vezes maior que a do Sol atual (4x1033 ergs). A energia irradiada é toda proveniente da contração gravitacional. Com uma idade de 10 milhões de anos a proto-estrela possui um núcleo a uma temperatura de 12 milhões de K e diâmetro igual ao do Sol.

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Fig. 1.1 - Emissão de radiação na contração gravitacional

O FIM DA CONTRAÇÃO GRAVITACIONAL

A temperatura de 12 milhões de K a velocidade média dos prótons é tal que, numa colisão podem se aproximar a distâncias em que o campo de interação nuclear é tão intenso quanto o campo de repulsão elétrica (d = 10-13 cm).

Dois prótons que colidem com velocidade relativa maior que a velocidade média atravessam a barreira de repulsão coulombiana, caindo sob o domínio das forças nucleares que acelera um contra o outro provocando sua fusão em um núcleo atômico mais pesado. A massa do novo núcleo é 0,5% menor que a soma das massas das partículas utilizadas para formá-lo. a diferença de massa é totalmente transformada em energia segundo a fórmula de Einstein:

E = D mc2 (I.1)

onde D m é a diferença de massa e c a velocidade da luz. Essa energia é irradiada para foram do núcleo. Parte dela interage com o gás que envolve o núcleo, aquecendo-o e sendo re-irradiada em comprimentos de onda mais longos, inclusive na faixa visível do espectro eletromagnético (~ 3500 Å a ~ 8000 Å).

A temperatura do núcleo aumenta até atingir 15 milhões de K e a pressão do gás (2,7 bilhões de atmosferas) é então, suficiente para sustentar o pesos das camadas externas comprimidas para o centro pela gravidade. A massa de gás atinge um estado de equilíbrio que é mantido pela fusão constante do Hidrogênio. Nasce uma nova estrela!

Os cálculos indicam que um glóbulo com massa maior que 60 Mq não atinge o estágio de equilíbrio, colapsando e explodindo. O fato de, até hoje, não ter sido descoberta qualquer estrela com mais de 60 Mq é um indício da consistência do modelo teórico apresentado.

O tempo que um glóbulo leva para percorrer os processos que descrevemos, depende de sua massa. Para 10 Mq o tempo é de 10 mil anos; para 1 Mq é de 30 milhões de anos e para 1/10 Mq é de cerca de 100 milhões de anos. Glóbulos com menos de 5/100 Mq não têm gravidade suficiente para iniciar a "queima" do Hidrogênio. Eles se resfriam lentamente, transformando-se em planetas. Júpiter, por exemplo, tem 1/1000 Mq , não muito distante pois, do que seria requerido para brilhar como uma estrela.

ROTAÇÃO DAS PROTOESTRELAS

Os glóbulos têm movimento de rotação e, pela lei da conservação do momento angular, devem girar com maior rapidez à medida que se contraem. Uma partícula que permaneça na superfície de um glóbulo de 1 Mq terá sua velocidade angular aumentada de 900 milhões de vezes até que a estrela pare de se contrair. A força centrífuga, nesta situação, é muito maior que a atração gravitacional e essa partícula seria jogada fora da estrela como ocorre com gotas de água na superfície de uma bola posta a girar rapidamente. Isso romperia a proto-estrela se não houvesse algum mecanismo de transferência de momento angular do glóbulo para o meio que o circunda de modo que, a cada instante da contração, a força gravitacional supere a força centrífuga. Nesse ponto os modelos de formação de estrelas têm evoluído muito pouco. Acredita-se que o campo magnético da Galáxia ligue a proto-estrela ao material que a circunda através da viscosidade magnética, transferindo-lhe momento angular.

A força centrífuga é nula nos pólos e cresce à medida que nos deslocamos para o equador, enquanto que a gravidade não varia (se o glóbulo for aproximadamente esférico). Desse modo, a contração se dará mais facilmente nos pólos, sendo formada uma espécie de disco em rotação. Condensações presentes no disco podem gerar planetas (não é por acaso que os planetas do sistema solar orbitam num mesmo plano) ou outras estrelas que carregarão consigo grande parte do momento angular da proto-estrela, permitindo que ela continue se contraindo. Os planetas juntos, tem apenas 0,2% da massa do sistema solar e no entanto, carregam em seu movimento orbital, cerca de 97% do momento angular do sistema.

Estrelas
Fig. 1.2 - Da proto-estrela ao sistema planetário

Acabamos de expor os principais processos físicos envolvidos na formação de uma estrela. A construção de um modelo físico, no entanto, é muito mais complexa do que pode parecer à primeira vista. O cálculo do transporte de energia para a superfície da estrela, envolvendo os estados de excitação de cada átomo e o estado de equilíbrio da massa de gás exige a utilização de computadores de grande porte, que só foram desenvolvidas num passado recente. Desde o século passado, os Astrônomos acreditavam que as temperaturas observadas nas estrelas estivessem de algum modo, associadas a uma sequência evolutiva. No entanto, os modelos de evolução não foram construídos, historicamente, a partir do início da contração gravitacional, como apresentamos aqui. Eles partiam de uma estrela já estabilizada, "queimando" Hidrogênio no núcleo, como apresentaremos no próximo artigo. Muitos Físicos, desde o século passado, entretanto, já haviam dado contribuições importantes para o entendimento do tipo de fonte de energia e a idade do Sol (e outras estrelas) mesmo sem dispor de meios para construir modelos sofisticados, calculando apenas ordens de grandeza das condições físicas. Vamos retomar alguns lances históricos e refazer alguns desses cálculos:

Julius Mayer, formulou, em 1842, o princípio de conservação de energia. A enormidade de energia luminosa proveniente do Sol despertava a curiosidade e exigia uma explicação de como era produzida e mantida. Mayer sugeriu que a luminosidade do Sol se originaria da transformação da energia cinética em energia térmica na queda de meteoritos sobre ele (o Sol). O aumento da massa do Sol, no entanto, seria de tal ordem que modificaria constantemente o movimento dos planetas e esta hipótese foi logo abandonada.

Em 1853, Helmholtz sugeria que, na contração de uma grande nuvem de gás uma quantidade considerável de energia poderia ser liberada. A quantidade de energia liberada pode ser calculada do modo que se segue:

Considere uma partícula de massa m, girando em órbita circular a uma distância r de um corpo de massa M. Para se manter numa órbita estável, sua aceleração centrípeta deve ser igual à gravitacional:

v²/r = GM/r² (I.2)

Multiplicando ambos os membros por m/2 e lembrando que a energia potencial gravitacional é dada por Ep = -GM m/r e a cinética por Ec = mv²/2 pode-se mostrar que a energia cinética é metade da energia potencial. Se a partícula cair para uma órbita (estável) de menor energia potencial, o ganho em energia cinética será só ½ da energia potencial perdida. Para que seja conservada a energia total (ET = Ep + Ec), a outra metade deve sair do sistema e isto se daria através da emissão de radiação. Assim a energia irradiada por grama de gás (e ) seria:

e = GMq /2Rq (I.3)

Este processo poderia alimentar o Sol - à presente luminosidade - por dezenas de milhões de anos.

Lord Kelvin, no século passado, usando o valor do fluxo térmico da Terra, medido no interior de minas e, supondo que a Terra no início estava sob forma de magma, calculou que a crosta teria levado 40 milhões de anos para se solidificar.

Medidas do decaimento radioativo em rochas, efetuadas no início do século levaram a idades de 3,5 bilhões de anos. Medidas mais recentes indicam que há 4,5 bilhões de anos já haviam rochas solidificadas. A continuidade da vida durante 3,5 bilhões de anos, revelada pela presença de fósseis vegetais e animais nas rochas de todas as eras geológicas nos leva a admitir que a luminosidade do Sol deve ter permanecido praticamente constante e a energia gravitacional não seria suficiente para mantê-la durante todo esse tempo.

A VIDA DAS ESTRELAS

AS GRANDEZAS OBSERVACIONAIS

A maneira de se testar uma teoria física consiste em comparar os resultados previstos por ela com as medidas experimentais (observacional, no caso de Astrofísica). Com relação às previsões da teoria de evolução estelar, as grandezas mais facilmente observáveis são a temperatura superficial (T) e a luminosidade (L) das estrelas. As outras grandezas observáveis são a massa (M), o raio (R) e a composição química das camadas externas.

A temperatura superficial (T) pode ser obtida com precisão relativamente boa para um grande número de estrelas através de uma versão sofisticada do método utilizado por técnicos de altos fornos. Eles avaliam a temperatura pela cor dos materiais incandescentes: mais vermelho, mais frio; mais branco, mais quente. Através desse processo muito simples de medida está a suposição de que os corpos aquecidos emitem como corpos negros e, portanto, obedecem à lei de Planck. Desta lei pode-se obter o comprimento de onda (l ) para o qual a intensidade da radiação emitida é máxima:

l max @ 0,29/T (cm) (2.0)

A emissividade por unidade de área, somada em todos os comprimentos de onde é:

E = s T4 (erg/cm² s) (2.1)

onde s = 5,67 x 10-5 (c.g.s.)

Admitindo que também as estrelas emitem como corpo negros, a medida da intensidade relativa da radiação em pelo menos duas faixas de comprimento de onda (duas cores) determina a temperatura.

Outro método consiste em analisar as linhas espectrais produzidas quando os elétrons saltam entre dois níveis quânticos de energia: quanto maior a intensidade das linhas correspondentes aos níveis de energia mais elevados, maior a temperatura. Já no século passado (Secchi, 1863) era sabido que quase todas as estrelas podiam ser agrupadas em apenas alguns poucos tipos espectrais característicos e que há uma contínua gradação de intensidade das linhas quando se passa de um para outro tipo espectral. Os tipos espectrais estão intimamente relacionados com as cores das estrelas. Os sete tipos principais são: O, B, A, F, G, K, M e podem ser subdivididos em sub-tipos com índices de 0 a 9:

TIPO ESPECTRAL COR TEMP (K) CARACTERÍSTICAS
0 violeta > 25000 linhas de átomos altamente ionizados: HeII, SiIV (*), eventualmente linhas em emissão, linhas do H fracas
BO azul 25000 linhas intensas do He neutro (HeI), HeII ausente, H mais intenso
AO branca 11000 linhas do H ao máximo, CaII fraco
FO branco- amarela 7600 linhas do CaII intensas, H fracas, aparecem metais uma vez ionizados
GO amarela 6000 CaII bastante intensas, linhas intensas de metais neutros, H ainda mais fracas (SOL=G2)
KO laranja 5100 linhas fortes de metais neutros, algumas bandas moleculares, H bem fraco
MO vermelha 3600 linhas de átomos neutros bastante intensas, bandas de TiO
(*) íons: HeII = He+, CaII = Ca+, SiIV = Si+++

OBS: nos espectros as linhas aparecem, quase sempre, em absorção.

A luminosidade (L) pode ser obtida a partir das medidas de luminosidade aparente e da distância da estrela, tornando essa grandeza relativamente fácil de ser medida para um grande número de estrelas.

A massa (M) só pode ser medida nos casos em que estrela formar um sistema duplo com uma outra e forem conhecidos o movimento orbital e o centro de massa do sistema. Isso restringe bastante o número de casos em que M pode ser medido.

O raio (R) só foi determinado recentemente, pela técnica de interferometria para algumas dúzias de estrelas, na maioria gigantes. Em geral, supomos que a estrela emite como corpo negro e obtemos R a partir da relação:

L = 4p R²s T4 (erg/s) (2.2)

não resultante, pois, numa medida independente. 
A composição química é determinada a partir da reprodução das intensidades das linhas espectrais por modelos de atmosferas estelares. Estes modelos exigem um tal volume de cálculo numérico que, mesmo com o uso de modernos computadores, eles ainda só podem ser aplicados aos casos mais simples. 
Por estas razões, a teoria de evolução estelar se desenvolveu confrontando os modelos com as medidas das duas grandezas L e T (ou outras diretamente relacionadas a elas, como a magnitude absoluta e o índice de cor).

A SEQUÊNCIA PRINCIPAL

No primeiro artigo desta série (REF n. 2) dissemos que quanto maior a massa de uma estrela, maior a força gravitacional a comprimir o gás para o centro; proporcionalmente, maior a quantidade de energia que deveria ser produzida para gerar a pressão interna capaz de conter o colapso. Para que seja estabelecida uma situação de equilíbrio através de toda a estrutura interna da estrela, o gás se acomoda numa esfera cujo volume é definido pela relação entre a densidade de energia térmica e a gravitacional. Assim, a uma dada fase de geração de energia, a massa determina univocamente a luminosidade, o raio e, portanto, a temperatura superficial. Vamos estabelecer as relações entre estas grandezas, construindo um modelo bastante simplificado.

Vamos admitir que o ponto médio do raio seja representativo da média das condições físicas que vigoram no interior da estrela. A densidade (r ) depende do raio da seguinte maneira:

r a M/R³ (2.3)

Numa aproximação muito grosseira, substituímos na equação diferencial que descreve o equilíbrio hidrostático as respectivas diferenças de pressão e raio entre o ponto tomado como representativo e a superfície (pressão nula):

P = - r GM/R (2.4)

Substituindo (2.3) em (2.4):

P a M2/R4 (2.5)

Usando a equação dos gases perfeitos

P = nkT (2.6)

onde n é a densidade de partículas, obtemos

T a M/R (2.7)

que substituída em (2.2) leva a

L a M2 T2 (2.8)

mostrando que a massa determina a relação L/T.

Procedendo do mesmo modo, substituímos as equações (2.5) e (2.7) numa equação que descreve o modo pelo qual a energia produzida no centro é transportada de camada para camada interna da estrela (equação do transporte radioativo). Para a fase de queima de hidrogênio no núcleo obtemos

L a M3 (2.9)

Esta relação mostra que a massa determina a luminosidade e, através de (2.8), determina também a temperatura. Se esta aproximação grosseira for realista em algum grau, a uma sequência de massas estelares no início da queima do hidrogênio deve corresponder uma curva bem definida no gráfico LxT. A linha contínua da figura 2.1 é calculada a partir dos modelos para uma sequência de massas estelares nas condições descritas acima. ela é denominada SEQUÊNCIA PRINCIPAL DE IDADE ZERO. Os pontos no diagrama são a luminosidade e a temperatura observadas das estrelas do aglomerado das Plêiades. O conjunto dos pontos observacionais que acompanham a curva contínua (S.P.I. Zero) recebe o nome de SEQUÊNCIA PRINCIPAL do aglomerado. O bom acordo da curva teórica com as observações mostra que o esquema traçado acima, embora grosseiro, inclui todos os elementos físicos fundamentais das estrelas nesta fase de suas vidas. 
O gráfico LxT é uma das versões do diagrama elaborado por Hertzsprung e Russell (1911) e, por isso, é denominado diagrama H-R, em homenagem a seus idealizadores.

A fotografia 2.1 (em negativo) mostra algumas estrelas do aglomerado aberto das Plêiades, mencionado acima. Algumas delas ainda se encontram envoltas por restos da nuvem da qual se formaram. Este aglomerado da constelação do Touro pode ser visto a olho nu nas noites de verão. Ele é conhecido em algumas regiões do Brasil pelo nome de "Sete Estrelo".

Estrelas
Fig. 2.1 - Comparação das previsões dos modelos de S.P.I. Zero com as observações das Plêiades.

Estrelas
Fotografia 2.1 - Algumas das 120 estrelas do aglomerado aberto das Plêiades

A dependência da luminosidade com o cubo da massa na relação (2.9) indica que as estrelas de maior massa queimam suas reservas de hidrogênio muito mais rapidamente que as de menor massa. Podemos, portanto, prever que as estrelas não se mantêm eternamente na Sequência Principal. Elas iniciam seu ciclo de fusão do H na S.P. de Idade Zero, pela cadeia de reações próton-próton:

H¹ + H¹ Esrtelas D² + e+ + n

D² + H¹ Esrtelas He³ + g (2.10)

He³ + He³ Esrtelas He4 + H¹ + H¹

onde n representa um neutrino e g representa radiação eletromagnética.

Á medida que o H vai sendo fundido em He, o número de partículas livres no centro da estrela vai diminuindo, gerando um abaixamento da pressão interna (eq. 2.6). Para manter-se em equilíbrio, a estrela deve passar por mudanças em suas condições estruturais, variando a luminosidade e a temperatura superficial. durante sua vida, a estrela muda, portanto, continuamente de posição no diagrama H-R. Podemos dizer que os pontos fora da curva na parte superior da figura 2.1 (estrelas de maior massa) representam estrelas que já se afastaram bastante da S.P.I. Zero e estão abandonando a Sequência Principal do aglomerado.

De acordo com o trabalho dos físicos Mário Schönberg e S. Chandrasekhar (1942), quando cerca de 10% a 15% da massa total de H de uma estrela tiver sido transformada em He, a pressão gerada pela queima do H no núcleo não será mais suficiente para manter o equilíbrio. A estrela passa a sofrer transformações estruturais que a levam para longe da Sequência Principal de Idade Zero. A duração desta fase é

t @ 1010/M3 anos (2.11)

onde M deve ser expresso em Mq . Todas as estrelas da Sequência Principal estariam, pois, nesta fase de produção de energia.

Vamos descrever, em linhas gerais o que acontecerá com o Sol durante sua evolução e acompanhar seu caminho pelo diagrama H-R. Ao iniciar as reações da cadeia próton-próton, sua posição no diagrama H-R é representada pelo ponto A da fig. 2.2 abaixo.

Como podemos ver pelas reações (2.10), quatro prótons são transformados em um núcleo de He. A diminuição do número de partículas livres causa um abaixamento da pressão interna (eq. 2.6). Tentando restabelecer o equilíbrio, o núcleo se contrai, aumentando a temperatura central, que resulta num aumento da taxa de reações p-p. Em consequência, as camadas mais externas são obrigadas a se expandir e há um aumento de luminosidade. O aumento de L e R se dá de tal modo que a temperatura superficial se mantém aproximadamente constante. No diagrama da fig. 2.2 a estrela se desloca verticalmente de A para B. Sabendo que o Sol já tem uma idade de aproximadamente 4,5 bilhões de anos, podemos prever, pela equação (2.11) que daqui a cerca de 5,5 bilhões de anos sua posição no diagrama H-R corresponderia ao ponto B, sendo 1,5 vezes mais luminoso e 1,25 vezes maior que atualmente. Das 100 bilhões de estrelas da nossa Galáxia, 80% a 90% ainda estão na Sequência Principal. A maioria das estrelas, portanto, está passando por uma fase análoga á do Sol, queimando hidrogênio no núcleo e se deslocando lentamente dentro da Sequência Principal. O ponto B, que caracteriza a exaustão do H no núcleo, é denominado PONTO DE SAÍDA.

A EVOLUÇÃO PARA O RAMO DAS GIGANTES VERMELHAS

A trajetória evolutiva da fig. 2.2 servirá de referência para explorarmos a evolução do Sol.

Estrelas
Fig. 2.2 - Trajetória evolutiva do Sol

A exaustão do H no núcleo (ponto B) faz com que ele se contraia, aumentando a temperatura central, portanto a pressão interna, e forçando as camadas externas a se expandirem. O aumento da temperatura no núcleo de He (isotérmico) faz com que se inicie a queima do H numa fina camada ao seu redor, mantendo a taxa de produção de energia mais ou menos constante. Como resultado, a luminosidade também permanece aproximadamente constante. Como o raio aumenta, pela equação (2.3) podemos ver que a temperatura superficial deve cair e, por (2.0), a estrela fica mais vermelha à medida que avança de B. para C.

O H que é queimado na camada esférica é jogado para dentro do núcleo, em forma de He, aumentando a massa, a densidade e, portanto, a temperatura central. O correspondente aumento da pressão interna força de novo, as camadas externas para fora e a estrela se expande mais e mais. O aumento da temperatura do núcleo produz um aumento na taxa de queima do H na camada que o envolve, aumentando a luminosidade. As variações de R e L (eq. 2.2) se dão de tal forma que a temperatura superficial permanece aproximadamente constante e as estrela se desloca de C para D quase verticalmente. O Sol percorrerá o trecho BC em cerca de 800 milhões de anos. Já o trecho seguinte, CD, será percorrido em metade deste tempo.

As grandes dimensões e a baixa temperatura superficial da estrela neste último trecho a caracterizam como uma GIGANTE VERMELHA. No ponto D o Sol terá uma luminosidade mil vezes maior que a atual e uma temperatura superficial de apenas 3500 ° K e, de acordo com a equação (2.2), seu raio será da ordem de 100 vezes maior que o atual. Aproximadamente ¼ da massa do Sol estará concentrada no núcleo de He a uma densidade 50.000 vezes maior que a do Ferro. O resto do gás que compõe a estrela estará espalhado num volume tão grande que sua densidade será menor que a obtida em aparelhos de alto vácuo na Terra (~ 10-6 atmosferas. Portanto, daqui a uns 7 bilhões de anos o Sol terá uma luminosidade suficiente para destruir todos os seres vivos sobre a face da Terra. Os oceanos serão vaporizados e nossa atmosfera será lançada para o espaço, deixando a crosta nua como se encontra atualmente a superfície da Lua.

Não se espera que a espécie humana, como tal, dure tanto para presenciar, daqui da Terra, esses estágios da evolução do Sol. Mas, se isso acontecesse, os homens do futuro veriam no céu um enorme disco vermelho de 60 graus de diâmetro angular e um por-de-sol que duraria 4 horas.

IGNIÇÃO DO HÉLIO

No final da fase de gigante Vermelha, o núcleo de He teria cerca de 80 milhões de Kelvin (80 106 K). As estrelas de massa aproximadamente igual ou menor que a do Sol têm, nestes estágios, densidade tão elevadas no núcleo (~ 400 Kg/cm³) que o gás não preenche mais os requisitos de gás perfeito e a relação (2.6) não é mais válida. Na interação entre as partículas têm que ser levados em conta fenômenos quânticos, tais como o princípio de exclusão. Este estado da matéria, inexistente na Terra, é denominado estado degenerado. No estado degenerado o gás é praticamente incompressível e a pressão depende mais fortemente da densidade que da temperatura. Deste modo, o núcleo atinge a pressão suficiente para sustentar o peso das camadas externas.

Quando a esfera central do Sol atingir 100 milhões de °K, os núcleos de He começarão a se fundir através de uma série de reações, como no esquema abaixo:

He4 + He4 Esrtelas Be8

Be8 + He4 Esrtelas C12 + g

C12 + He4 Esrtelas O16 + g

O16 + He4 Esrtelas Ne20 + g

Ne20 + He4 Esrtelas Mg24 + g

O início da queima do He é explosivo e é chamado de ignição do Hélio. Quando a estrela tem massa maior que a do Sol, a pressão gerada pela matéria no estado degenerado é insuficiente para sustentar o peso das camadas externas e o He vai sendo queimado antes que um caroço de matéria degenerada de proporções razoáveis seja formado, não sendo atingida a fase explosiva.

Voltando à evolução do Sol, o salto de D para E (fig. 2.2) se daria em apenas um dia. No diagrama H-R, podemos ver que a ignição do He causa uma queda da luminosidade da estrela, ao invés de fazê-la brilhar mais ainda. A explosão expande o núcleo, dispersando a camada esférica de H que queimava ao seu redor. O esfriamento do núcleo durante a sua expansão diminui a taxa de reações do H, uma vez reconstituída a camada esférica de combustão do hidrogênio. As camadas externas se contraem, a temperatura superficial aumenta e a estrela se desloca de E para F.

Nas imediações do ponto F a estrela passa um tempo relativamente longo queimado He no núcleo e H na camada esférica. Um grupo de estrelas de diversas massas nesta fase de evolução define uma região do diagrama H-R análoga à Sequência Principal, denominada RAMO HORIZONTAL. Quando o He do núcleo tiver se esgotado, de novo o núcleo irá se contrair e aquecer, aumentando a pressão interna e forçando as camadas externas a se expandirem. A estrela se desloca de F para G, entrando no RAMO ASSINTÓTICO. Nesta fase a energia é gerada em duas camadas esféricas concêntricas: a de dentro, em torno do núcleo, de elementos químicos pesados, queima He e a externa queima hidrogênio.

As estrelas de grande massa atingem temperaturas centrais suficientes para iniciar ciclos de fusão dos elementos mais pesados, enquanto que as de pequena massa caminham rapidamente para os estágios finais de evolução.

Os modelos teóricos encontram sérias dificuldades para acompanhar a sequência de eventos a esta altura da vida da estrela e a evolução passa a ser tratada apenas qualitativamente.

A IDADE DOS AGLOMERADOS ESTELARES

A fig. 2.3 mostra o diagrama H-R de vários aglomerados abertos. Note que todos têm uma parte do diagrama parecido com o das Plêiades nas proximidades da Sequência Principal. Alguns deles, como M41, M11, Hyades e M67 têm estrelas que já passaram pelo Ponto de Saída e se transformarem em Gigantes Vermelhas. A idade de um aglomerado pode ser calculada, admitindo que todo o grupo de estrelas nasceu simultaneamente de uma mesma nuvem com composição química homogênea. Assim, determinada a massa de uma estrela que se encontre no Ponto de Saída, a sua idade, calculada por (2.11) pode ser atribuída a todo o aglomerado. O procedimento descrito acima para determinação da idade só será válido se a idade assim obtida, ao ser aplicada aos traços evolutivos para várias massas, reproduzir todo o diagrama H-R do aglomerado observado. A fig. 2.4 apresenta os traços evolutivos para diversas massas.

Para um certo tempo de evolução, assinala-se o ponto em que cada estrela está sobre sua trajetória evolutiva. O conjunto de pontos assinalados é o diagrama H-R teórico do aglomerado para o tempo de evolução em questão. A fig. 2.5 representa o diagrama H-R de um aglomerado imaginário em vários estágios de evolução. Compare o diagrama H-R de M41, por exemplo, com a fig. 2.5 (B) e o de M67 com 2.5 (C).

Estrelas
Fig. 2.3 - Diagrama H-R de vários aglomerados abertos e o aglomerado globular M3

Estrelas
Fig. 2.4 - Trajetórias evolutivas

Estrelas
Fig. 2.5 - Evolução de um aglomerado de estrelas imaginário

Na Galáxia são conhecidos 867 aglomerados abertos contendo de 50 a 1000 estrelas cada um, com idades que vão de 2 milhões a 4 bilhões de anos. A fotografia da última página deste artigo, mostra o aglomerado globular 47 Tucanae, que contém cerca de 1 milhão de estrelas e dista cerca de 17 mil anos luz de nós. Compare seu diagrama H-R observado na fig. 2.6 com a fig. 2.5 (D). Sua idade é da ordem de 10 bilhões de anos. Ele é muito parecido com os outros 125 aglomerados globulares conhecidos na nossa Galáxia.

Estrelas
Fig. 2.6 - Diagrama H-R do aglomerado globular 47 Tucanae

Todas as considerações feitas acima não levaram em conta a rotação das estrelas, sua perda de massa e campos magnéticos. Sabe-se, atualmente, que praticamente todas as estrelas perdem massa por vários mecanismos possíveis. Ela pode ser muito pequena, como a causada pelo vento solar, mas, em alguns casos pode ser suficientemente elevada para influir fortemente no ritmo da evolução. Além deste efeito, a perda de massa pode deixar a descoberto camadas mais ou menos profundas da estrela, contaminadas pelos produtos da fusão no núcleo. A idade de uma estrela deve ser, portanto, olhada com uma certa cautela, principalmente se ela faz parte de um sistema duplo onde as componentes se encontram muito próximas entre si e estão, assim, sujeitas a interações.

A fig. 2.7 mostra o diagrama H-R composto das 100 estrelas mais próximas (pontos pretos) e das mais brilhantes (bolinhas) visíveis no céu. Note que é uma composição de estrelas de diferentes idades e massas e, mesmo assim, elas se concentram em duas regiões: na Sequência Principal e no ramo das Gigantes Vermelhas. Os pontos isolados na parte inferior, mais à esquerda da figura, são as Anãs Brancas, que comentaremos no próximo artigo.

Estrelas
Fig. 2.7 - Diagrama H-R das estrelas mais próximas e das mais brilhantes

As mortes podem ser várias, o filho só pode ser um destes três:

a) uma boca escura, esférica, atenta a todas as direções, pronta a tragar estrelas inteiras, com sua massa e sua luz. Seu estômago fica fora do universo em que estamos. Quanto mais come, maior sua voracidade e mais aumenta sua boca: são os Buracos Negros. como serão por dentro?

b) um núcleo atômico gigante, com a massa do Sol comprimida em 10 Km. ele vai girar várias vezes enquanto você pronuncia seu nome: Estrela de Neutrons!

c) as estrelas pequeninas morrem devagar, se encolhem num Sol de cristal do tamanho da Terra: as Anãs Brancas.

ESTÁGIOS AVANÇADOS DA EVOLUÇÃO ESTELAR

A energia liberada pela fusão dos núcleos atômicos no interior das estrelas gera a pressão necessária para manter toda a massa de gás em equilíbrio contra a compressão gravitacional. Parte da energia é irradiada em forma de luz visível. as estrelas de pequena massa queimam lentamente o Hidrogênio e nunca atingirão temperaturas suficientemente altas para iniciar a queima de Hélio. Para queimar elementos mais pesados são necessárias temperaturas mais elevadas. Por exemplo, para os elementos químicos de massa atômica igual a 50, estas temperaturas são da ordem de 4x109 K. Temperaturas mais elevadas que esta favorecem os processos de foto-desintegração, dificultando a fusão dos núcleos pesados. Isto leva a uma maior abundância dos núcleos de maior estabilidade (maior energia de ligação por núcleos), gerando uma maior porcentagem de núcleos atômicos de elementos químicos próximos ao Fe56 em relação aos vizinhos (chamado o pico de Ferro). desta forma, à medida que a estrela constrói elementos químicos mais pesados, a geração de energia por fusão se torna mais ineficiente. O que ocorre com a estrela quando acaba sua fonte de energia?

Sem fonte de energia a massa estelar é comprimida até atingir densidades elevadas. Nessas condições, a equação de gás perfeito (2.6) não mais descreve o comportamento da matéria e temos que construir outra. Para isto, temos que elaborar modelos levando em conta o tipo de interação dominante entre as partículas, para cada densidade. A partir dos anos 30, foram construídas equações de estado para a matéria densa, considerando os efeitos quânticos por Landau, Oppenheimer, Volkoff, Chandrasekhar e outros, que conseguiram não só dar conta dos fatos observacionais conhecidos na época (Anãs Brancas, núcleos de estrelas), como prever a existência de situações extremas só postas em evidência pelas observações recentes.

Se a aceleração da gravidade for muito elevada, o campo gravitacional descrito pela teoria de Newton não é mais uma aproximação satisfatória e torna-se necessário utilizar a teoria da Relatividade Geral de Einstein. O conhecimento dos produtos da evolução estelar está, portanto, envolvido com as refinadas elaborações da Física: a Mecânica Quântica e a Relatividade. Todavia, a ocorrência simultânea de inúmeros processos físicos nestas situações torna vagaroso o progresso dos modelos. Por outro lado, o progresso das técnicas observacionais tem sido extremamente rápido nos últimos anos e os dados já se amontoam e exigem técnicas de processamento mais rápidos. As Anãs Brancas são hoje bastante conhecidas, a existência de Estrelas de Neutrons foi posta em evidência há mais de 10 anos e os objetos astronômicos suspeitos de ocultarem Buracos Negros são incessantemente observados no solo e em satélites, em todas as faixas de ondas eletromagnéticas: dos raios g às ondas de rádio.

CONFIGURAÇÕES COMPACTAS DA MATÉRIA

1. Anãs Brancas

A descoberta de 40 Eridani B, em 1910, deixou os astrônomos muito intrigados: sua posição no diagrama H-R se situava muito abaixo da sequência principal, sendo, pois, pouco luminosa e seu raio era cerca de 100 vezes menor que o do Sol. Por causa de seu pequeno raio e sua cor branca este tipo de estrela foi chamado de Anã Branca. Logo a seguir foram identificadas mais 2 Anãs Brancas: VA Maanem 2 e Sirius B e, hoje, são bem conhecidas as propriedades de mais de 200 Anãs Brancas de nossa Galáxia. A existência de uma companheira invisível de Sirius já havia sido indicada no século passado (1844), por Bessel, através de uma perturbação na posição desta estrela. De fato, em 1862, Clark conseguiu identificar a companheira milhares de vezes menos brilhante que Sirius, situada na posição prevista teoricamente. O raio de Sirius B é 4200 Km e sua densidade:

r @ 0,7 x 105 g/cm3

(3.1)

você pode ver que 1 litro dessa matéria tem uma massa de 70 toneladas. Que tipo de matéria pode suportar a compressão de uma massa igual à do Sol num volume quase igual ao da Terra?

a estas densidade os núcleos atômicos se aproximam a tal ponto que seus estados ligados não são mais independentes dos núcleos vizinhos. Os elétrons ocupam os níveis de energia obedecendo ao princípio de exclusão de Pauli. Os elétrons nos estados mais elevados de energia (maior momentum) contribuirão fortemente para a pressão. As partículas alfa (núcleos de He) não formam um meio degenerado e sua contribuição para a pressão é desprezível frente a do mar de elétrons degenerados.

Da equação de estado para esta forma da matéria, se deduz que, quanto maior a massa, menor o raio e que existe uma massa limite, acima da qual a densidade é infinita e o raio é nulo. Esse ponto é chamado de limite de Chandrasekhar e vale 1.4. Uma massa maior que este limite não poderia ser mantida em equilíbrio pelos elétrons degenerados e a estrela entraria em colapso. Haveria um outro estado da matéria capaz de estabilizar massas estelares ainda mais compactas que esta? É o que veremos no próximo tópico.

Agora, faça a seguinte consideração: Sirius B é menos massiva que sua companheira brilhante, que está na Sequência Principal, entretanto, ela (Sirius B) é muito mais evolucionada. Como se explica este enigma? Esta questão se coloca também para muitos sistemas de estrelas duplas.

A atmosfera das Anãs Brancas tem apenas cerca de 100 m de espessura e suas temperaturas estão compreendidas na faixa de 5000 K a 10000 K. As diversas temperaturas são explicadas pelo resfriamento, que é muito lento, levando 10 bilhões de anos (a idade do Universo) para atingir 3000 K. A partir desta temperatura, a luminosidade da estrela é tão baixa que é chamada de Anã Negra. Este seria o destina da grande maioria das estrelas de nossa Galáxia, que é formada em sua maior parte por estrelas menores que o Sol. Como seria o aspecto da Via Láctea daqui a 100 bilhões de anos?

2. Estrelas de Neutrons

Se a densidade de uma estrela aumentar ao ponto em que os elétrons cheguem muito perto dos prótons, estas partículas reagiriam segundo a equação:

Esrtelas

(3.2)

ou seja, um próton absorve um elétron, transformando-se em neutron e emitindo um anti-neutrino (que escapa quase livremente drenando energia para fora da estrela).

Numa massa de matéria tão compacta, as interações entre os neutrons são consideráveis.

A uma dada densidade, os neutrons formam um estado degenerado, podendo gerar a pressão suficiente para conter o colapso. Esta nova configuração estável é chama Estrela de Neutrons. A densidade em que isto ocorre é da ordem da densidade dos núcleos dos átomos: 1015 g/cm3. Para calcular a estrutura de uma estrela deste tipo temos que construir a equação de estado adequada, levando em conta todas as interações dominantes entre todos os tipos de partículas existentes. A figura abaixo mostra várias curvas no diagrama massa versus densidade central para várias equações de estado.

Estrelas
Fig. 3.2 - Curvas correspondentes às equações de estado para Estrelas de Neutrons

A curva H corresponde ao caso extremo em que os neutrons seriam livres e não interagentes entre si. A curva I, ao caso extremo, em que a interação entre os neutrons é máxima possível (neste caso a velocidade do som é igual à da luz no meio). As curvas de A a G correspondem a situações intermediárias, levando em conta reações nucleares entre várias partículas elementares, como S , L , e, p, n, m , etc.. Note como, para todos os casos existe um limite superior para a massa. O limite supremo são de todas as curvas é 2.4 MEsrtelas. Não deve haver, portanto, Estrelas de Neutrons mais massivas que isto. e se uma estrela passar pelo estágio de neutrons degenerados contendo mais de 2.4 MEsrtelas, o que ocorrerá? Novo estado da matéria capaz de estabilizar a estrutura? Isto veremos no próximo tópico.

Uma Estrela de Neutrons com 1MEsrtelas tem um raio de apenas 10 Km. Ela tem uma crosta cristalina de centenas de metros e uma atmosfera de alguns centímetros de espessura. A gravidade na superfície é de 100 bilhões de vezes à da superfície da Terra, de modo que suas mais altas cordilheiras (irregularidades na crosta) atingem apenas alguns centímetros de altura. Quando a estrela se contrai, a energia armazenada no campo magnético deve se conservar, assim o produto da intensidade do campo magnético pela superfície deve permanecer constante. O campo magnético na superfície de uma Estrela de Neutrons deve ser bilhões de vezes maior que o de uma estrela normal. Hoje são conhecidos cerca de 150 rádio-pulsares e dezenas de fontes de raios X que devem estar associados a estrelas de neutrons.

3. Buracos Negros

Uma estrela que morre com uma massa maior que 2.4MEsrtelas não consegue produzir nenhum tipo de matéria capaz de contrabalançar a compressão gravitacional e evitar o colapso. A Teoria da Relatividade Geral prediz que os fótons interagem com o campo gravitacional. A aceleração a que são submetidos faz com que sua trajetória seja curva quando o ângulo entre o feixe de luz e a direção da aceleração não é nulo. Eles perdem energia quando viajam contra o sentido do vetor de aceleração e ganham quando viajam no mesmo sentido. Na teoria Newtoniana, a aceleração de gravidade é dada por:

Esrtelas

(3.3)

e o vetor aponta para o centro da estrela.

Imagine agora, a seguinte situação: você está na superfície da estrela em contração, apontando o feixe de luz de uma lanterna numa direção qualquer, não vertical. Ele descreverá uma linha curva. Maior a contração, maior a gravidade na superfície, mais curva a trajetória do feixe. A um dado estágio da contração, a gravidade será tão forte que o feixe espirala em torno da estrela até recair na superfície. Para lançar o feixe para fora da estrela você deverá apontar o feixe para dentro de um cone imaginário, cujo eixo coincide com a vertical ao ponto de emissão da luz. Quanto maior a aceleração da gravidade, menor será a abertura desse cone, tendendo a zero.

Imagina agora, que a luz da lanterna é da cor azul e você a mantém apontada na vertical. Como será vista por um amigo que está observando você a uma grande distância? A energia do fóton é dada por :

Esrtelas

(3.4)

onde:

h é a velocidade de Planck 
c a velocidade da luz 
l o comprimento de onda 
f a frequência da radiação

À medida que aumenta a aceleração da gravidade, com a contração, maior o gasto de energia de fóton para vencer o campo de gravidade e menor a sua energia final. Pela eq. (3.4) você pode deduzir que seu amigo verá a lanterna que você tem na mão ficar verde, passar para amarelo, vermelho e desaparecer no infravermelho. Se ele tiver um radio telescópio poderá acompanhar os estágios seguintes da contração da estrela em que você está.

Estes efeitos já foram medidos nas vizinhanças do Sol, pelo desvio aparente da posição de estrelas durante os eclipses totais do Sol (1919) e pelo deslocamento para o vermelho de linhas espectrais emitidas na atmosfera de Anãs Brancas.

Todos estes fatos têm um análogo na teoria da gravitação de Newton, se considerarmos a trajetória de projéteis balísticos no lugar de fótons, ou imaginarmos que os fótons são corpúsculos materiais. A analogia é tão produtiva que serviu para Laplace, em 1796, prever que os corpos mais massivos do Universo são escuros e não brilhantes. Para isto ele calculou que, a partir de uma dada massa, a gravidade seria tão grande que a velocidade de escape de uma partícula seria maior que a da luz. Assim, esses monstruosos astros engoliriam a própria luz que emitem.

Haveria um estágio da contração em que a energia do fóton que escapa fosse nula (frequência nula, comprimento de onda infinito)? Aqui, a analogia clássica deixa de dar pistas corretas e passamos de novo para a Teoria da Relatividade Geral. A solução das equações do Campo Gravitacional descritas por Einstein (1915) foi obtida em 1916 por um general austríaco: Schwarzchild. De acordo com essa teoria, a aceleração da gravidade se escreve:

Estrelas

(3.5)

Note que, para r muito grande esta expressão se reduz à (3.3). Note também que em (3.5), para

Estrelas

(3.6)

ocorre uma "singularidade": a gravidade se torna infinita. Este é chamado raio de Schwarzchild e seu sentido é que, nada, nem mesmo a luz pode escapar da estrela, quando emitida no interior de uma esfera de raio rs . Neste estágio de contração temos, pois um Buraco Negro. O raio de Schwarzchild delimita, pois, uma esfera de dentro da qual não sai nenhuma informação. Os únicos parâmetros que podemos determinar do buraco negro são: a massa, o campo elétrico e a rotação. É óbvio que tudo que atinge esta superfície limite, também chamada horizonte de eventos, não retornará a este Universo em que nos movemos.

Atualmente, em alguns sistemas de estrelas duplas, uma das componentes é compacta, e tem massa bastante acima do limite teórico de 2.4MEsrtelas , e que são pois suspeitos de serem buracos negros.

A figura 3.3 mostra as relações de raios para uma massa igual à do Sol, se ela passasse por todos os estágios de evolução, até tornar-se um Buraco Negro.

Estrelas
Fig. 3.3 - Relação de raios para 1MEsrtelas em vários estágios de compressão.

Teoricamente, podem existir buracos negros de qualquer massa (e portanto raio). Como poderiam ser formados Mini Buracos Negros com massas tão pequenas como a de alguns prótons, por exemplo? Certamente não seria pela evolução de uma estrela. No início do Universo as densidades eram tão elevadas que não há impedimento teórico para que eles pudessem ter se formado.

Não há também limite superior para a massa de um Buraco Negro. Maxi-Buracos Negros podem ser formados, por exemplo, pelo acréscimo de massa a Buracos Negros preexistentes. Note que a densidade de uma mexi Buraco Negro pode ser muito baixa, menor que a da água, como imaginava Laplace (fig. 3.4). Nós poderíamos estar tranquilamente instalados dentro de um mexi Buraco negro sem nos darmos conta de que jamais sairíamos dali. Poderia o Universo inteiro ser um Buraco Negro enorme, com estrelas, galáxias; e tudo mais dentro dele? Como podemos observar um Buraco Negro se ele não emite luz?

Estrelas
Fig. 3.4 - Gráfico massa x densidade para corpos autogravitantes.

ASPECTOS OBSERVACIONAIS

1. As Supernovas

Observando outras galáxias, às vezes os astrônomos notam que de uma noite para outra aparece uma estrela que, sozinha, brilha tanto quanto todas as outras bilhões de companheiras juntas, ou seja, alguns bilhões de vezes mais que o Sol. Há ejeções de matéria a velocidades de 10000 km/s. A luminosidade cai rapidamente, de modo que, a cada mês 1/10 da do anterior. A emissão total de energia durante a vida média da supernova é da ordem de 1051 ergs. Todos os anos uma dúzia delas são registradas em outras galáxias.

Há 2 tipos de Supernovas:

TIPO I: Ocorre em galáxias elípticas e nas regiões do halo de galáxias espirais, formando um grupo muito homogêneo. Elas devem estar associadas a estrelas velhas e de massas próximas à do Sol, pelo tipo de população em que costumam ocorrer.

TIPO II: O aumento de luminosidade é maior que no caso anterior, mas o conjunto é muito pouco homogêneo. Estas Supernovas ocorrem em regiões das galáxias ricas em estrelas de massa elevada. Os modelos indicam que, neste caso, cerca de 1MEsrtelas é ejetada na explosão.

Os modelos usados para explicar estes tipos de Supernovas são:

TIPO I: Na evolução de um sistema binário (2 estrelas), uma delas evolui mais rapidamente, tornando-se uma Anã Branca. Quando a outra evoluir, ela perderá massa, que será capturada pela Anã Branca, fazendo-a ultrapassar sua massa crítica. Nesse estágio a Anã Branca explodirá em forma de Supernova, transformando-se em Estrela de Neutrons podendo emitir raios X, como é observado em vários sistemas duplas contendo uma estrela deste tipo.

TIPO II: Quando uma estrela de mais de 4MEsrtelas atinge a fase em que se desenvolveu um núcleo de Ferro, acaba sua fonte de energia. A massa estelar comprimida pela gravidade cai em queda livre sobre o caroço de ferra, havendo grande dissipação de energia. Nestas circunstâncias a temperatura e a densidade são tão elevadas que são produzidos elementos químicos mais pesados que o Ferro, em pequenas quantidades (de fato, a abundância destes elementos no Universo é bem menos que a do Ferro). Os neutrinos produzidos no núcleo são muito energéticos e, ao serem reabsorvidos pelas camadas de gás que circundam o núcleo as explodem, espalhando-as pelo meio interestelar. Este é o mecanismo pelo qual se imagina terem sido formados os elementos químicos pesados que conhecemos. Se a massa da estrela estiver entre 4 e 8MEsrtelas o núcleo pode se transformar em uma Estrela de Neutrons. Estrelas maiores produzirão Buracos Negros.

As energias envolvidas na explosão são suficientemente elevadas para acelerar os núcleos atômicos ionizados até velocidades elevadíssimas. Este é um dos mecanismos possíveis de produção e aceleração dos Raios Cósmicos de altas energias que atingem a Terra, vindos de todas as direções.

Desde o começo do século foram registradas cerca de 400 Supernovas em outras galáxias. Na nossa galáxia há registros antigos de 7 Supernovas. Algumas delas foram vistas durante o dia, por semanas seguidas e à noite durante meses, a olho nu.

Supernovas Históricas

ANO CONSTELAÇÃO REGISTRO
185 Centauro Chineses
393 Escorpião Chineses
1006 Lobo Chineses, Japoneses, Europeus, Árabes
1054(*) Touro Chineses, Japoneses
1181 Cassiopéia Chineses
1572(**) Cassiopéia Chineses, Coreanos, Europeus
1604(***) Ofiúco Chineses, Coreanos, Europeus
(*) - A conhecida Nebulosa do Caranguejo (fig. 3.6) 
(**) - Observada por Tycho Brahe 
(***) - Observada por Kepler

 

Estrelas
Fig. 3.5 - Localização das Supernovas Históricas. (Galáxia vista de perfil)

Os restos de muitas Supernovas ainda podem ser vistos em nossa galáxia (cerca de 2 dúzias).

Estrelas
Fig. 3.6 - A Nebulosa do Caranguejo

Há mais de 300 anos não se registra nenhuma explosão de Supernova em nossa galáxia. Terá explodido muito longe, do outro da galáxia, na direção do centro, onde as nuvens de poeira interestelar são muito densas? Explodirá em breve? São as incertezas da Estatística.

2. Os Pulsares

O primeiro pulsar foi descoberto em 1967, por acaso. O período de pulsação em ondas de rádio era de 1.3373011 segundos, e era tão regular como o mais estável relógio da Terra na época.

Até o momento foram descobertos cerca de 300 rádio-pulsares, com períodos variando de centésimos de segundo a 4 segundos. O Pulsar de Caranguejo tem as características abaixo relacionadas:

r = 33.0955639268 ± 0.0000000037 milisegundos (3.7)

Estrelas nanosegundos/dia (3.8)

A expressão (3.8) é de aumento do período

Estrelas
Fig. 3.7 - Pulsos do Pulsar do Caranguejo em todas as faixas do espectro eletromagnético

Estrelas
Fig. 3.8 - Imagem estroboscópica do pulsar do Caranguejo obtida com uma câmara de TV acoplada ao telescópio.

A figura 3.8 é muito sugestiva: uma estrela que se acende e se apaga 30 vezes por segundo!! Já vai longe a época em que se aventava a hipóteses de os pulsares serem sinais de vida extraterrestre.

A região que emite o pulso não pode ter dimensão (l) maior que o caminho percorrido pela luz no tempo igual à duração do pulso (D t):

l £ c D t

(3.9)

Para o Pulsar do Caranguejo isto leva a um tamanho de apenas 1000 Km, típico de um corpo compacto, como os que descrevemos neste artigo.

Por várias considerações, que aqui é muito longo de retomar e você pode encontrar na revista Scientific American (Janeiro de 1971), o único modelo de pulsar que resistiu aos testes observacionais é o seguinte:

O eixo de rotação da estrela de neutrons não passa pelos pólos magnéticos, como é o caso da Terra. O campo magnético é como o de um ímã gigante, com 10 bilhões de gauss na superfície da estrela. As partículas ionizadas circulam em torno das linhas de campo magnético e são conduzidas para os pólos magnéticos (como no caso das auroras boreais aqui na Terra) onde se chocam com a superfície da estrela. A energia dissipada é emitida em forma de radiação eletromagnética. Veja o esquema na fig. 3.9.

Estrelas
Fig. 3.9 - Modelo para os pulsares

A radiação é emitida em dois cones, nos pólos magnéticos da estrela. Ao girar, os cones de radiação varrem o espaço, atingindo, eventualmente, a Terra, como um farol marítimo que atinge um navio na escuridão.

A energia emitida vem, em última instância, da rotação da Estrela de Neutrons. Assim, o pulsar se desacelera, tendo seu período aumentado. Um fenômeno parecido com um terremoto terrestre ocorre nas estrelas de neutrons, quando sua crosta se rompe para se acomodar a um período de rotação maior. Isto é observado como um brusco salto do período de pulsação, em meio à contínua variação do período.

Existe um rádio-pulsar em um sistema binário, porém, a determinação das massas é dificultada por ser a outra estrela também compacta.

3. Fontes de Raios X em Sistemas Binários

Na década de 60 foram detectadas algumas fontes de raios X por balões e foguetes de grande altitude, pois a atmosfera absorve os raios X. Com o lançamento do satélite artificial UHURU em 1970, em algumas horas a massa de dados superou todas as observações acumuladas anteriormente, na curta história da astronomia de raios X. Uma dezena de satélites esteve vasculhando o céu à procura de fontes de raios X na década de 70. A caixa de erra da localização de fonte X atingia mais de dez minutos de arco. Em fins de 1979 entra em operação o primeiro telescópio de raios X montado no satélite artificial HEAD-A, mais conhecido por "Einstein". O salto na resolução espacial obtida com este telescópio (dois minutos de arco) é comparável ao salto de resolução obtida com as primeiras lunetas, frente às observações a olho nu.

Muitas das fontes X estão associadas também a fontes ópticas. Uma das formas de identificar a correspondente fonte visível é procurar astros que estejam dentro da caixa de erro da fonte X e que apresentem variações ópticas coerentes com as variações em raios X. Mais de uma dezena de fontes X puderam assim, ser identificadas como pertencentes a sistemas de estrelas duplas, onde uma das componentes é uma estrela brilhante normal. Nestes sistemas podemos medir as massas das componentes.

Na figura 3.10 apresentamos um esquema de como se produz a emissão X: a massa perdida pela estrela normal é atraída pela componente compacta. A matéria capturada pelo campo gravitacional da estrela compacta se choca com a sua superfície e a energia é dissipada, emitindo radiação X. Para atingir as temperaturas em que a emissão predominante é na faixa dos raios X, a componente compacta deve ser uma Estrela de Neutrons.

Estrelas
Fig. 3.10 - Modos de acresção de massa em sistemas binários de raios X
Algumas fontes de raios X têm pulsações periódicas, como no caso mostrado na figura 3.11.

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Fig. 3.11 - Pulsação de 4.8 segundos da fonte Centauros X-3

A pulsação em raios X nos leva a fazer uma analogia com o processo de emissão dos rádio-pulsares, reafirmando a idéia da existência de Estrelas de Neutrons. De fato, todas as massas de componentes compactas medidas em sistemas binários de raios X são compatíveis com as massas previstas para Estrelas de Neutrons. Uma gritante exceção é Cygnus X-1, onde a massa da componente escura é de 11 MEsrtelas, muito maior que o limite de Chandrasekhar (2.4MEsrtelas) e muito maior que a massa de sua companheira brilhante. Este é o argumento mais forte para suspeitar que Cyg X-1 é um Buraco Negro. Além disso, as flutuações irregulares na emissão X de Cyg X-1 são as mais rápidas conhecidas no Universo: 1 milésimo de segundo. Na figura abaixo apresentamos, em corte, um modelo do perfil do disco de matéria que circunda Cyg X-1, de onde proviria a emissão de raios X.

Estrelas
Fig. 3.12 - Modelo teórico do disco de acresção em torno de um Buraco Negro

4. Novas

Novas são estrelas cuja luminosidade aumenta de dezenas de milhares de vezes em algumas horas. Na nossa galáxia são observadas 2 ou 3 por ano, mas, pelas estatísticas de Novas em outras galáxias, devem ocorrer 50 Novas por ano em nossa galáxia. A energia total emitida (1044 - 1045 erg) é muito menor que no caso das Supernovas. As velocidades de ejeção de matéria, 1000 Km/s, também são muito menores que no caso das Supernovas.

Algumas ex-Novas estão associadas a sistemas binários de curtos períodos. Por outro lado, algumas Novas voltam a irromper de tempos em tempos.

O modelo mais atraente para explicar a ocorrência de Novas é semelhante à parte superior da figura 3.10, mas a estrela compacta seria uma Anã Branca. O súbito acréscimo de massa na Anã Branca provoca uma dissipação de energia e consequente aumento de temperatura tal que ocorre a fusão do Hidrogênio. A combustão explosiva do H lança matéria para fora do sistema, produzindo as nebulosidades que frequentemente aparecem em torno das Novas próximas de nós.

5. Nebulosas Planetárias

As nebulosas planetárias têm esse nome porque, nos telescópios em que foram vistas pela primeira vez, apresentavam um aspecto visual semelhante ao de um planeta. No centro de muitas Nebulosas Planetárias podemos ver ainda uma estrela azul, que ejetou o gás, como na figura 3.13.

Estrelas
Fig. 3.13 - A Nebulosa Planetária NGC 7293 ou Nebulosa de Helix da Constelação de Aquarius

O fato de a nebulosa da figura 3.13 aparecer como uma coroa circular é um efeito de projeção da esfera de gás semitransparente que envolve toda a estrela central.

As nebulosas planetárias se formam nas fases posteriores ao estágio de gigantes vermelhas, originadas por estrelas de pequena massa (M<4MEsrtelas). Ao se resfriar, a estrela central da Nebulosa Planetária se torna uma Anã Branca. A figura 3.13 é semelhante ao que se espera da morte do Sol, daqui vários bilhões de anos.

Fonte: www.cdcc.sc.usp.br

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