Ficha de Astronomia 23

Estágios Avançados da Evolução Estelar

Falamos da formação das estrelas na FICHA N° 20 e da Sequência Principal na FICHA N° 21. Chamamos avançados os estágios da evolução estelar posteriores à Sequência Principal. Para o Sol eles foram descritos na FICHA anterior. Como veremos, esses estágios são bem diferentes se a massa M da estrela for maior, ou menor que 8Mο (Mo denota a massa do Sol).

M < 834: Anãs brancas e Supernovas do Tipo I

Se M<8Mo, os estágios avançados são semelhantes aos do Sol, mas tanto mais lentos quanto menor for M. Se M<Mo/3, jamais a temperatura do núcleo se elevará o suficiente para queimar o hélio. Essas estrelas terminarão como anãs brancas de hélio.

Ao se tomar gigante vermelha, o Sol sobe quase verticalmente no Diagrama H-R. Estrelas com maior massa (Mo<M<8Mo) se deslocam horizontalmente para a direita (luminosidade quase constante e temperatura de superfície decrescente)1. Nelas não ocorre o lampejo do hélio porque, paradoxalmente, a densidade do núcleo é menor, não havendo gás degenerado de elétrons (FICHA anterior). A queima do hélio no núcleo começa de forma tranquila, enquanto o hidrogênio já queima numa concha contígua. Estrelas nessa fase tendem a se aproximar da Sequência Principal alojando-se no ramo horizontal (Figura 1).

A medida que a queima envolve camadas mais externas, essas estrelas voltam a ser gigantes ou supergigantes. O carbono do núcleo pode então ser trazido à superfície através de um profundo processo convectivo (FICHA anterior). Por causa da grande luminosidade (FICHA Nº 11) a radiação expele matéria da superfície na forma de ventos estelares. Sendo frias as atmosferas, grãos de poeira podem se condensar e ser lançados ao meio interestelar (FICHA Nº 20). O carbono do nosso corpo tem essa origem. Se M<8Mo, o núcleo jamais atingirá temperatura suficiente para queimar o carbono. Como o Sol, essas estrelas terminarão como uma anã branca de carbono.

Figura 1. Diagrama H-R de um aglomerado globular (FICHA Nº 10) com 10 bilhões de anos. A Sequência Principal só tem estrelas na o parte inferior. Não há a lacuna de Hertzsprung que só existiu para estrelas da parte superior da Sequência a Principal. No ramo horizontal as estrelas queimam no núcleo hélio ou outro elemento pesado. 

Supernovas do Tipo 1

Em vários aspectos, estrelas novas e supernovas são semelhantes. Em ambas o brilho aumenta subitamente para, depois, diminuir lentamente. Mas uma supernova é um milhão de vezes mais luminosa do que uma nova. Uma supernova irradia em horas toda energia produzida pelo Sol na Sequência Principal. Na FICHA anterior vimos que as novas ocorrem em sistemas binários em que uma componente é anã branca. O surto de brilho pode se repetir várias vezes na mesma estrela nova. Na supernova isso acontece só uma vez quando a estrela é destruída.

Há supernovas do Tipo I e do Tipo II. Como as novas, as supernovas do Tipo I ocorrem em sistemas binários em que uma das estrelas é inicialmente uma anã branca. Se, porém, ao receber matéria da estrela companheira, a anã ultrapassar o limite de Chandrasekhar (FICHA anterior), ela não suportará o próprio peso e colapsará. Antes de se transformar numa estrela de nêutrons, ela se aquecerá e deflagrará a queima do carbono de forma explosiva. Ocorrerá uma supernova do Tipo I com detonação do carbono. Por isso o espectro dessas supernovas é pobre de hidrogênio.

M > 8Mo: Supernovas do Tipo II, Estrelas de Nêutrons e Buracos Negros

Ao abandonar a Sequência Principal, uma estrela com massa M>8Mo se deslocará horizontalmente para a região das gigantes tanto mais rapidamente quanto maior for a massa. Esse rápido deslocamento chega a abrir um vazio de estrelas no Diagrama H-R chamado lacuna de Hertzsprung (Figura 1). Isto é, estrelas da parte superior da Sequência Principal ficam desligadas das respectivas gigantes e supergigantes.

No núcleo dessas estrelas, ao terminar a queima de um elemento, a temperatura subirá suficientemente para queimar Outro elemento mais pesado que é o produto da queima anterior. A duração das sucessivas queimas é cada vez mais curta. No Diagrama H-R a estrela se alterna entre o ramo horizontal e a região das gigantes e supergigantes. No final formam-se camadas concêntricas como numa cebola (Figura 2) com elementos mais pesados no interior.

Figura 2. Excetuando o hidrogênio, o combustível é a cinza da queima anterior. O ferro não gera energia. Ventos estelares lançam ao meio interestelar elementos mais pesados que o carbono.

Supernova do Tipo II. Anãs brancas

Quando a cinza no núcleo é o ferro (Figura 2), torna-se impossível a geração de energia através da fusão. Ao se contrair, a temperatura do núcleo atinge valores tão elevados quanto 10 bilhões K. A intensa radiação  desintegra o ferro em prótons e nêutrons. Num meio tão denso, os elétrons passam a combinar com os prótons formando nêutrons e emitindo neutrinos². Com a emissão dos neutrinos, o núcleo resfria e sua pressão diminui. Em apenas alguns segundos o núcleo colapsa sob a ação da gravidade. A densidade chega a 100 milhões de toneladas por cm³ (densidade do núcleo atômico) e o núcleo torna-se incompressível como um sólido. Com a pressão dos nêutrons se opondo à gravidade, o núcleo reencontrará um novo equilíbrio como uma estrela de nêutrons. Seu raio terá apenas algumas dezenas de quilômetros.

A matéria externa ao núcleo perde sustentação repentinamente e cai com alta velocidade sobre o núcleo. Na colisão é gerada uma intensa onda de choque que, ao se propagar para fora, ejeta violentamente para o meio interestelar tudo o que encontra pela frente. Nesse breve lapso de tempo ocorrem também reações nucleares que geram elementos pesados como o cobre, chumbo, ouro e urânio. Estes episódios catastróficos acompanham a ocorrência de uma supernova do Tipo II cujo espectro é rico de hidrogênio. Portanto, supernovas do Tipo II resultam do colapso do núcleo de uma estrela solitária cuja massa inicial é maior que cerca de 8 Mo.

Descobertos em 1967, os pulsares emitem breves pulsos de ondas de rádio, luz visível e raios X a cada segundo aproximadamente. Eles consistem em estrelas de nêutrons. A Nebulosa do Caranguejo na constelação do Touro, consiste nos restos de uma supernova do Tipo II observada em 1054. Os restos se expandem a milhares de km/s e no centro há um pulsar. Em 1987 foi observada outra supernova do mesmo Tipo: SN1987A na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia vizinha. Supernovas de ambos os Tipos ocorrem na nossa Galáxia, em média, uma vez por século.

Buracos negros

Se, após a explosão de uma supernova do Tipo II, a massa do núcleo exceder cerca de 3 Mo, nem mesmo os nêutrons serão capazes de sustentar esse núcleo em equilíbrio. Nada mais se oporá à gravidade. O núcleo colapsará indefinidamente até concentrar toda a matéria num ponto! Teremos então um buraco negro. Sua gravidade é tão intensa que nada, nem mesmo a luz pode escapar. Consequentemente, buracos negros não podem ser vistos diretamente.

Há algumas estrelas hipermassivas, por exemplo, η (eta) de Carina que tem 50 massas solares! Sua evolução é tão rápida que a queima do hélio ocorre quando ainda é uma gigante azul perto da Sequência Principal. De tão luminosa, sua radiação ejeta as camadas externas. Camadas internas ricas de hélio ficam expostas. Seu destino é explodir como supernova do Tipo II e seu núcleo virá a ser um buraco negro.

Mas buracos negros também podem se formar de uma estrela de nêutrons que, por algum mecanismo ainda não bem conhecido, passa a fazer parte de um sistema binário. Com a transferência de matéria, a estrela de nêutrons poderá exceder 3 Mo e colapsar num buraco negro. A existência de buracos negros pode ser inferida quando fazem parte de sistemas binários e exercem atração gravitacional na estrela companheira, esta sim, observável diretamente.

Supernovas, nebulosas planetárias, gigantes e supergigantes injetam no meio interestelar (FICHA Nº 20) elementos sintetizados no interior das estrelas, aumentando irreversivelmente o teor de elementos pesados no Universo.


¹ Ao abandonarem a Seqüência Principal, estrelas com M>3Mo podem se tornar pulsantes (nada a ver com pulsares). Camadas externas mais frias dessas estrelas absorvem radiação impedindo seu fluxo para fora. Elas se aquecem mas, ao se expandirem permitem a drenagem da energia que estava estancada. Assim elas se resfriam e contraem. A estrela, portanto, se expande e se contrai periodicamente variando o brilho (FICHA Nº 11) e a temperatura de superfície. Estrelas pulsantes (Cefeidas e RR Lyrae) obedecem uma relação empírica entre período da pulsação e luminosidade. Medindo o período da variação de brilho dessas estrelas, podemos determinar suas distâncias! Assim se determinou o tamanho da Via Láctea e a distância de galáxias vizinhas.

² Neutrino é uma partícula elementar sem carga elétrica, com massa nula ou ínfima. Viaja à velocidade da luz, ou quase, e atravessa a matéria sem dificuldade. Por isso sua detecção é difícil.


Leitura recomendada:

Machado, José Alberto M.: Evolução Estelar, Astronomia e Astrofísica, Curso de
Extensão Universitária, Cap. 12, 1AG/USP, 205, 1991

Texto, Figuras e Composição: Oscar T. Matsuura (MAST/MCTIC) Diagramação: Henrique Lins de Barros (MAST/MCTIC) MUSEU DE ASTRONOMIA E CIÊNCIAS AFINS (MAST/MCTIC) Rua General Bruce, 586 (São Cristóvão) (021)3514-5200

Texto e Figuras: Dr. Oscar T. Matsuura
Colaboração: Dr. Henrique Lins de Barros
Colaboração de atualização: Omar Martins
Revisão: Dr. Eugênio Reis

 

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