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Evolução Estelar

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A evolução estelar é uma descrição do modo como as estrelas mudam com o tempo.

A evolução estelar é a série de fases pelas quais uma estrela passa entre o nascimento e a morte.

Nas escalas de tempo humanas, a maioria das estrelas parece não mudar, mas se procurássemos bilhões de anos, veríamos como as estrelas nascem, como envelhecem e, finalmente, como morrem.

O principal fator que determina como uma estrela evolui é sua massa quando atinge a sequência principal.

O que é evolução estelar?

A evolução estelar descreve o processo pelo qual as estrelas se formam, queimam por um longo período de tempo e eventualmente morrem.

Ao longo do caminho, a estrela luta com o consumo de gravidade e combustível, na tentativa de manter o equilíbrio.

Grande parte da evolução estelar é teoria, uma vez que os humanos não existem há tempo suficiente para observar todo o ciclo de vida de uma única estrela, mas graças ao amplo número de estrelas em vários estágios espalhados pelo universo, foi possível tornar educado e palpites inteligentes sobre como as estrelas evoluem ao longo do tempo, e o processo parece ser relativamente previsível.

O processo de evolução estelar começa com a formação de uma estrela. As estrelas se formam no que são conhecidas como “nuvens moleculares gigantes”, massas em turbilhão de gases e partículas.

Com o tempo, essas nuvens sofrem colapso gravitacional, gerando protoestrelas, corpos celestes com potencial para se tornarem estrelas. O tipo de estrela em que um protostar evoluirá depende de sua composição química.

À medida que a estrela se junta gradualmente, uma série de reações nucleares começa a ocorrer, fazendo com que a estrela ganhe luminosidade.

Eventualmente, uma estrela consumirá seu combustível, normalmente entrando em colapso e desencadeando outra reação em cadeia de eventos que fazem com que a estrela queime extremamente quente e brilhante.

Dependendo do tipo de estrela, ela pode se transformar em uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro quando morre, muitas vezes precedendo esse evento com uma supernova fantástica, causada por uma reação em cadeia descontrolada.

A evolução estelar está ocorrendo constantemente em todo o universo, à medida que as estrelas vão e vêm.

Cada estágio da vida de uma estrela pode ser plotado em um gráfico como o Diagrama de Hertzsprung-Russel. O gráfico compara a cor, tamanho, luminosidade e temperatura da estrela.

As estrelas de uma determinada classe tendem a se agrupar nesses diagramas, demonstrando relações claras entre tipos específicos de estrelas que podem ser usadas para aprender mais sobre as estrelas em geral.

Usando esse gráfico, os cientistas podem fazer observações sobre várias estrelas e convertê-las em distância da Terra e outros dados úteis sobre a evolução estelar.

Muitas estrelas se enquadram em uma classificação conhecida como sequência principal, referindo-se a um aglomerado de estrelas que pode ser visto em muitos gráficos usados para traçar estrelas por característica.

O Sol é um exemplo de uma estrela de sequência principal e permanecerá estável por pelo menos cinco bilhões a mais anos, de acordo com a maioria das estimativas. No final do período de sequência principal, o sol se converterá em um gigante vermelho, expandindo-se consideravelmente à medida que consome seu combustível e engolindo vários planetas, incluindo a Terra, ao longo do caminho.

Estado estacionário de uma estrela – definição

Uma estrela pode permanecer no estado estacionário por vários bilhões de anos, dependendo de sua massa.

Nas estrelas de baixa massa, a fusão do hidrogênio ocorre em uma taxa mais lenta e as estrelas são mais escuras e vivem mais tempo.

E em estrelas massivas, a fusão ocorre a uma velocidade furiosa, essas estrelas são brilhantes e têm uma vida relativamente curta.

Sol está neste estágio há cerca de cinco bilhões de anos.

O que é uma estrela supergigante?

Supergigantes são estrelas com entre 10 e 70 massas solares.

Elas estão entre as estrelas mais massivas conhecidas, localizadas na parte superior do diagrama de Hertzsprung-Russell, que mapeia a luminosidade das estrelas em relação ao tipo espectral.

Como a maioria dos outros tipos de estrelas, os supergigantes são de todas as cores: supergigantes vermelhos, azuis, amarelos, etc.

Elas vivem rápido (10 a 50 milhões de anos) e morrem com força (formando um buraco negro ou uma estrela de nêutrons após uma supernova).

Estrelas ainda mais massivas que super-gigantes, na faixa de 70 a 120 massas solares, são chamadas de hiper-gigantes.

Estrelas muito mais massivas do que 120 massas solares não podem existir porque elas se explodem com reações nucleares antes que possam se formar completamente. Quanto mais maciça é uma estrela, mais intenso é o seu vento solar e mais perde a sua massa.

As estrelas supergigantes Wolf-Rayet, de vida curta e muito massivas, são os gêiseres cósmicos mais intensos conhecidos, ejetando de 10 a 3% de sua massa para o meio interestelar a cada ano a velocidades de até 2000 km/s.

Por durarem apenas 10 a 50 milhões de anos, os super-gigantes tendem a ser encontrados em estruturas cósmicas relativamente jovens, como aglomerados abertos, braços de galáxias espirais e galáxias irregulares.

Eles raramente são encontrados em galáxias elípticas que contêm principalmente estrelas antigas. Espera-se que nosso Sol, muito menos massivo que um supergigante, tenha uma vida útil total de cerca de 9 bilhões de anos antes de se transformar em um gigante vermelho, que é menos massivo que um supergigante, mas ainda com um diâmetro muito grande.

Os supergigantes tendem a ter raios cerca de 30 a 500 vezes maiores que o Sol, mas às vezes tão grandes quanto 1000 vezes maiores e superiores, como no caso de VY Canis Majoris e VV Cephei.

Ao todo, as estrelas gigantes são separadas nas categorias de gigante, supergigante e hipergigante. Cada um tem caminhos distintos de evolução estelar. Quanto mais maciça é uma estrela, mais curta ela vive e mais provável é que ela acabe entrando em um buraco negro.

Formação e evolução de estrelas

Ao longo da Galáxia da Via Láctea (e até perto do próprio Sol), os astrônomos descobriram estrelas que estão bem evoluídas ou até se aproximando da extinção, ou ambas, bem como estrelas ocasionais que devem ser muito jovens ou ainda em processo de formação. Os efeitos evolutivos nessas estrelas não são desprezíveis, mesmo para estrelas de meia idade como o Sol.

Estrelas mais massivas devem exibir efeitos mais espetaculares, porque a taxa de conversão de massa em energia é maior.

Enquanto o Sol produz energia a uma taxa de cerca de dois ergs por grama por segundo, uma estrela de seqüência principal mais luminosa pode liberar energia a uma taxa cerca de 1.000 vezes maior. Consequentemente, efeitos que exigem que bilhões de anos sejam facilmente reconhecidos no Sol podem ocorrer dentro de alguns milhões de anos em estrelas altamente luminosas e massivas.

Uma estrela supergigante como Antares, uma estrela brilhante da sequência principal como Rigel, ou mesmo uma estrela mais modesta como Sirius não podem suportar enquanto o Sol suportar.

Essas estrelas devem ter sido formadas relativamente recentemente.

Evolução estelar – O nascimento, a vida e a morte de uma estrela

A Via Láctea contém centenas de bilhões de estrelas de todas as idades, tamanhos e massas.

Uma estrela típica, como o Sol, irradia pequenas quantidades de raios-X continuamente e rajadas maiores de raios-X durante uma erupção solar.

O Sol e outras estrelas brilham como resultado de reações nucleares profundas em seus interiores. Essas reações transformam elementos leves em pesados e liberam energia no processo.

O fluxo de energia das regiões centrais da estrela fornece a pressão necessária para impedir que a estrela entre em colapso com seu próprio peso.

Uma estrela entra em colapso quando o combustível acaba e o fluxo de energia do núcleo da estrela para. As reações nucleares fora do núcleo fazem com que a estrela moribunda se expanda na fase “gigante vermelha” antes de iniciar seu inevitável colapso.

Se a estrela tiver aproximadamente a mesma massa que o Sol, ela se tornará uma estrela anã branca. Se for um pouco mais massivo, pode sofrer uma explosão de supernova e deixar para trás uma estrela de nêutrons.

Mas se o núcleo em colapso da estrela for muito grande – pelo menos três vezes a massa do Sol – nada poderá parar o colapso. A estrela implode para formar uma distorção gravitacional infinita no espaço – um buraco negro.

As fontes mais brilhantes de raios-X em nossa galáxia são os restos de estrelas massivas que sofreram um colapso catastrófico – estrelas de nêutrons e buracos negros.

Outras fontes poderosas de raios-X são bolhas gigantes de gás quente produzidas por estrelas em explosão. Estrelas anãs brancas e as camadas externas quentes e rarificadas, ou coronas, de estrelas normais são fontes de raios X menos intensas.

As estrelas são formadas em nuvens gigantes de poeira e gás, e progridem em sua vida normal como bolas de gás aquecidas por reações termonucleares em seus núcleos. Dependendo de sua massa, eles alcançam o fim de sua evolução como uma anã branca, estrela de nêutrons ou buraco negro.

O ciclo recomeça quando uma superestrutura em expansão de uma ou mais supernovas desencadeia a formação de uma nova geração de estrelas.

As anãs marrons têm uma massa de apenas alguns por cento da do Sol e não podem sustentar reações nucleares, portanto nunca evoluem.

No final da evolução estelar, algumas estrelas podem se tornar buracos negros 

Estrelas supergigantes são frequentemente encontradas nos braços de galáxias espirais

Fonte: astronomy.swin.edu.au/www.aavso.org/www.scholastic.com/www.dictionary.com/www.wisegeek.org/www.physics.rutgers.edu/www.nasa.gov/umich.edu

 

 

 

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