Pessoal,
Como falei outras vezes, este blog não se destina apenas a informações de computador e informática. Vou falar, ainda que ocasionalmente, de assuntos diversos de meu interesse. Este post será um desses: a vida de uma estrela.
Uma estrela é uma esfera de plasma, na maior parte do tempo de composta de hidrogênio, mantida íntegra por duas forças: uma absurda gravidade, que tende a comprimir tudo para o centro, e a pressão de radiação, gerada pela fusão nuclear dos átomos de hidrogênio, que tende a expandir essa esfera.
A estrela mais próxima é o Sol. Se especula que o Sol (e seu sistema solar) tenha sido formado a partir do colapso gravitacional de uma nebulosa (hipótese nebular). Essa nebulosa, estimada em 65 anos-luz de comprimento, teria se fragmentado e gerado varias estrelas. Esses fragmentos teriam cerca de 3-4 anos-luz de extensão. De algum fragmento ainda menor (entre 2.000-20.000 UA - uma UA é a distância média entre o Sol e a Terra, cerca de 150 milhões de km) teria surgido o nosso Sol. Especula-se que a razão do colapso gravitacional dessa nebulosa teria sido a explosão de uma supernova (baseado em estudos de isótopos de ferro em meteoritos) que teria causado regiões de alta densidade dentro da nuvem devido às ondas de choque.
Esta nebulosa começou a girar mais depressa e colapsou. Durante cerca de 100.000 anos, a força da gravidade, a pressão do gás, os campos magnéticos e a rotação causada pela contração da nebulosa, transformaram a nebulosa em um disco protoplanetário, de aproximadamente 200 UA com movimento de rotação, formando uma protoestrela no centro.
Grande parte de toda essa teoria foi vista e comprovada com o uso do Telescópio Espacial Hubble. Algumas fotos mostram esses discos protoplanetários e a protoestrela observadas na Nebulosa de Órion. Imagina-se que essa nebulosa onde o Sol se formou seja parecida com Órion.
Essa última foto, tirada pelo Telescópio Subaru, mostra o tamanho de um disco desses. A linha branca interna representa o raio orbital de Urano, o penúltimo planeta do Sistema Solar!
Vários sites têm fotos e explicações interessantes sobre esses processos, como o site da Agência Espacial Européia (
aqui e
aqui) e
NASA.
A composição dessa nebulosa seria semelhante a do Sol hoje, formado principalmente de hidrogênio (74% da massa, 92% do volume) e hélio (24% da massa, 7% do volume). Os outros 2% são elementos mais pesados formados por nucleossíntese em estrelas anteriores (incluindo ferro, níquel, oxigênio, silício, enxofre, magnésio, cálcio e crômio).
Cerca de 50 milhões de anos após a criação desse disco, a temperatura e a pressão do núcleo do Sol tornou-se tão grande que o hidrogénio começou a fundir, criando uma fonte interna de energia que contraria a contração gravitacional até atingir um equilíbrio. Aqui a estrela "acende" e está na primeira fase de sua vida chamada de "sequência principal", período onde produz energia através da fusão do hidrogénio em hélio no seu núcleo (cerca de 90% da vida da estrela).
O tempo em que uma estrela permanece na sequência principal depende principalmente da quantidade de combustível que ela tem para fundir e da taxa a que ela o consome, isto é, da sua massa inicial e luminosidade. Estrelas grandes consomem seu combustível muito rapidamente e têm vida curta. Estrelas pequenas (chamadas anãs vermelhas) consomem seu combustível muito lentamente e duram dezenas ou centenas de bilhões de anos e ficam cada vez mais pálidas.
Se não há massa suficiente após a contração, o objeto começa a se esfriar e é chamada de Anã Marrom. Esse tipo de astro produz muito pouca energia e são mais parecidos com planetas como Júpiter do que com as estrelas. A massa mínima para acender as reações nucleares e formar uma estrela é de 50 vezes a massa de Júpiter. Portanto, falar que "faltou pouco para Júpiter virar uma estrela" é um exagero. Faltou muito. Mesmo se toda a massa que sobrou da criação do Sol fosse para Júpiter, ainda faltaria muito para virar uma estrela.
No início, as estrelas produzem o Hélio (He) a partir do Hidrogênio (H), depois o He é fundido com H e He formando elementos mais pesados, como Lítio, Carbono e Oxigênio. Essas reações ocorrem no núcleo da estrela. O que mantém as estrelas estáveis, como dito acima, é o equilíbrio entre a força gravitacional (que tende a puxar todo o seu conteúdo para o centro) e a pressão de radiação (que faz com que os gases se expandam).
A taxa de fusão nuclear depende muito da densidade e da temperatura do núcleo: uma taxa um pouco mais alta de fusão faz com que o núcleo aqueça, expandindo as camadas exteriores do Sol, e consequentemente, diminuindo a pressão gravitacional exercida pelas camadas externas e a taxa de fusão. Com a diminuição da taxa de fusão, as camadas externas contraem, aumentando sua pressão contra o núcleo solar, o que novamente aumentará a taxa de fusão fazendo repetir-se o ciclo. Ao final de alguns ciclos, a estrela começa a formar elementos pesados no núcleo e, dependendo do tamanho (massa) da estrela, o seu final será uma supernova ou uma anã branca.
Ao final de sua vida, a estrela não terá mais Hidrogênio, uma vez que ele foi todo convertido em Hélio. Neste momento, a fusão de hélio sustentará o Sol por cerca de 100 milhões de anos, quando então o hélio no núcleo solar esgotará. Como o Sol não possui massa o suficiente para converter carbono em oxigênio, não explodirá como uma supernova. Ao invés disso, após o término da fusão de hélio, intensas pulsações térmicas farão com que o Sol aumente de tamanho (gigante vermelha) e ejete suas camadas exteriores, formando uma nebulosa planetária. O único objeto que permanecerá após a ejeção será o extremamente quente núcleo solar, que resfriará gradualmente, permanecendo como uma anã branca com metade da massa atual mas com o diâmetro da Terra por bilhões de anos. Este cenário de evolução estelar é típico de estrelas de massa moderada e baixa.
À medida que estrelas de pelo menos 0,4 massa solar exaurem o estoque de hidrogênio em seu núcleo, suas camadas exteriores se expandem muito e se resfriam para formar uma gigante vermelha (descrito acima). Estima-se que o Sol se tornará uma gigante vermelha em 5 bilhões da anos. Ele se expandirá até um raio de aproximadamente 01 UA, 250 vezes seu tamanho atual. Como uma gigante, o Sol perderá cerca de 30% da sua massa atual.
Numa gigante vermelha de até 2,25 massas solares, a fusão do hidrogênio ocorre numa camada que cobre o núcleo e, assim, o núcleo é comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio. Neste momento a estrela começa a gradualmente reduzir o seu raio e a aumentar sua temperatura superficial novamente. Para estrelas maiores, a região do núcleo alterna diretamente da fusão do hidrogênio para a do hélio. Quando a estrela consome o hélio no seu núcleo, a fusão continua numa camada em torno do núcleo quente de carbono e oxigênio. A estrela segue então um caminho evolucionário paralelo à fase original de gigante vermelha, mas a uma temperatura superficial maior.
Em estrelas com massas muito grandes (mais de 9 massas solares), durante a sua fase de queima de hélio, ocorre expansão para formar supergigantes vermelhas. Quando este combustível se extingue no núcleo, elas podem continuar a fundir elementos mais pesados do que o hélio. O núcleo se contrai até que a temperatura e pressão sejam suficientes para fundir o carbono, neônio, oxigênio e silício. Próximo ao fim da vida da estrela, a fusão pode ocorrer ao longo de uma série de camadas (como de uma cebola) dentro da estrela. Cada camada funde um elemento diferente, com a mais externa fundindo hidrogênio, a seguinte o hélio e assim por diante. Assim, se inicialmente ela é toda de hidrogênio, a fusão fará seu núcleo ser de hélio; a medida que o processo avança, o núcleo de hélio é fundido em lítio e a camada acima de hidrogênio é fundida em hélio; posteriormente o lítio é fundido em carbono, a camada de hélio em lítio e cria-se um nova camada de hélio pela fusão do hidrogênio. Sucessivamente acontece formando neônio, oxigênio, silício e outros elementos mais pesados.
O estágio final da vida da estrela é atingido quando ela a produzir ferro. Como os núcleos de ferro são mais fortemente ligados do que quaisquer núcleos mais pesados, eles se fundem e não liberam energia. A partir daqui, o destino final da estrela depende da sua massa.
Uma estrela evoluída e de tamanho mediano começa a lançar suas camadas externas como uma nebulosa planetária e, se o que sobra for menor do que 1,4 massa solar, ela encolhe para se tornar um objeto relativamente pequeno (aproximadamente do tamanho da Terra), sem massa suficiente para que novas compressões ocorram, conhecido como anã branca. A matéria elétron-degenerada no interior de uma anã branca não é mais o plasma, apesar de as estrelas serem geralmente descritas como esferas de plasma. As anãs brancas finalmente se tornam anãs negras após longos períodos de tempo.
Em estrelas maiores, os eventos são muito mais dramáticos. A fusão continua até que o núcleo de ferro se torne tão grande (mais do que 1,4 massa solar) que ele não consegue mais suportar sua própria massa. Este núcleo repentinamente colapsa. À medida que o núcleo vai se colapsando, novos elementos mais pesados são formados.
Após algumas centenas de milhares de anos trabalhando na fusão de hélio, a contração do núcleo permitirá a fusão do carbono, e as coisas mudarão muito rapidamente depois disso. O resultado pode ser a produção de elementos como oxigênio, neônio e magnésio, mas leva centenas de anos para isso ser concluído. Quando o carbono se torna escasso no núcleo, ele se contrai e aquece novamente, levando à fusão de neônio, o que dura cerca de um ano. Em seguida, vem a fusão de oxigênio durante alguns meses e depois a fusão de silício, que dura menos de um dia. Os elementos mais pesados são formados nas últimas horas antes da explosão da estrela. É impressionante imaginar que a quantidade de elementos pesados existentes na Terra (todos ferro, chumbo, ouro, prata, etc) foi formado nos últimos minutos de vida de uma estrela. Isso talvez nos dê uma impressão do tamanho que é um corpo celeste desses.
A onda de choque formada por este colapso súbito faz o resto da estrela explodir em uma supernova. As supernovas são tão brilhantes que podem momentaneamente ofuscar toda a galáxia em que ela se encontra. Quando ocorrem dentro da Via Láctea, as supernovas têm sido historicamente vistas por observadores a olho nu, como “novas estrelas” onde antes não havia nenhuma.
(Imagina-se que Betelgeuse dará esse show espetacular
quando explodir em uma supernova!)
A maior parte da matéria de uma estrela é expulsa pela explosão de uma supernova (formando nebulosas como a do Caranguejo) e o que sobra é uma estrela de nêutrons (que às vezes se manifesta como um pulsar) ou, em caso de estrelas maiores (grandes o suficiente para deixar um remanescente estelar maior do que quatro massas solares), um buraco negro.
Betelgeuse, uma estrela com cerca de 20 massas solares, 900 vezes o diâmetro do Sol e que emite cerca de 125.000 vezes mais energia que o Sol, é o candidato do momento a explodir em uma supernova. Está a 650 anos-luz da Terra e seu show durará alguns meses, gerando um brilho equivalente a uma lua cheia! Atualmente ela já queimou todo o hidrogênio e está fritando o hélio neste momento (se não estiver explodido e a luz ainda não ter chegado ainda, é claro). Calcula-se que tenha cerca de 8,5 milhões de anos e e que deve queimar o hélio ainda por uns bons milhares de anos. Daí deve sair uma supernova e posteriormente uma estrela de nêutrons com uma nebulosa cabulosa.
As camadas exteriores expulsas de estrelas que morrem contêm elementos pesados que podem ser reciclados durante a formação de novas estrelas. Esses elementos pesados permitem a formação de planetas rochosos como os quatro planetas interiores do sistema Solar.
O vídeo abaixo mostra uma concepção artística da explosão da estrela que resultou na Nebulosa do Carangueijo. Esta nebulosa é o remanescente dessa explosão observada em 1.054 e.c.. Ela tem 5,5 anos luz de raio e está há 6.500 anos luz da Terra (ou seja, a explosão ocorreu há uns 7.500 anos atrás...).
Após a explosão da supernova, restou uma estrela de nêutrons no interior dessa nebulosa.
As estrela de nêutrons são os remanescentes de estrelas gigantes, com massas maiores que 9 massas solares. A gravidade, devido a massa enorme dessas estrelas, somada à onda de impacto pelo colapso da estrela, forma um núcleo estelar absurdamente denso.
A matéria que compõe todos os objetos está sob a forma de átomos. Os átomos tem um núcleo minúsculo formado essencialmente de nêutrons e prótons, e uma nuvem de elétrons (quase pontuais) circundando-o. Para se ter uma idéia do tamanho do núcleo, pense num átomo como sendo um grande estádio de futebol: a nuvem de elétrons se estenderia até a arquibancada, enquanto o núcleo seria do tamanho de uma bola de futebol colocada no meio do campo. Numa estrela de nêutrons não há mais átomos, uma vez que os prótons se juntaram ao elétrons formando nêutrons. No mesmo espaço que ocupava um átomo, há agora uma massa bilhões de vezes maior. É como se o estádio estivesse repleto de bolas até o teto!
As estrelas de nêutrons podem girar muito rapidamente, produzindo um forte campo magnético que consegue arrancar elétrons que fluem para a magnetosfera onde são acelerados. Estes elétrons acelerados emitem radiação em um feixe estreito ao longo das linhas do campo magnético. Se ao girar, o eixo do campo magnético ficar na nossa linha de visão, veremos um pulso de radiação eletromagnética (como a luz de um farol girante).
Essas estrelas são chamadas de Pulsares. Assim, todo pulsar é uma estrela de nêutrons, ou seja, um remanescente de uma estrela massiva que explodiu em uma supernova.
No centro da nebulosa do Carangueijo há um pulsar:
(Pulsar: repare no pulso mais forte e no
interpulso mais fraco)
Em um post futuro vou falar sobre as missões espaciais robóticas. Mas para ilustrar, as naves Pionner e Voyager levaram uma placa mostrando a localização da Terra com base em pulsares conhecidos.
Não confunda pulsar com quasar. Enquanto um pulsar é uma estrela de nêutrons, um quasar é, segundo a teoria atualmente aceita, um buraco negro super-massivo que emite uma quantidade enorme de energia (obviamente não é o buraco negro que emite a energia, mas sim o disco de acreção).
(Imagem em raio X feita pelo Chandra do quasar PKS 1127-145, uma fonte lu-
minosa de raios-X e luz visível a cerca de 10 bilhões de anos-luz da Terra. Um
enorme jato de raio-X estende-se a pelo menos um milhão de anos-luz do quasar)
Em estrelas ainda maiores, acima de 30 massas solares, a explosão final resulta em buracos negros. A força gravitacional é tanta que nada pode impedir que a sua matéria caia indefinidamente até o centro.
Se nas estrelas de nêutrons sabemos que a os elétrons e o prótons se fundiram em nêutrons, no buraco negro a matéria está em um estado desconhecido. Em princípio esses objetos seriam pontuais, mas possuem massas bem maiores que a do Sol, ou seja, são muito mais densos. Próximo ao buraco negro o campo gravitacional é muito intenso. Existe uma certa distância do buraco negro, chamada de horizonte dos eventos a partir da qual nada pode sair, nem a luz! A atração gravitacional fora do horizonte é a mesma que seria produzida por qualquer outro corpo de mesma massa. Por exemplo, se o Sol fosse trocado por um buraco negro com uma massa solar, não haveria nenhum impacto para os planetas, pelo menos em relação à gravidade. Um buraco negro não pode ser visto diretamente, visto que não emite nenhum tipo de luz (a gravidade é tanta que nem a luz consegue escapar). No entanto, a matéria que orbita o buraco negro começa a girar muito rápido entorno do buraco negro, formando um disco de acreção que emite muita luz.
Em 2019 tiramos, pela primeira vez uma foto de um buraco negro. A imagem é do buraco negro super-massivo presente no centro da galáxia Messier 87, uma galáxia elíptica super-gigante na constelação de Virgem. Esse buraco negro, também chamado de M87 tem algumas bilhões de massas solares. Esse buraco negro é cercado por um disco de acreção de gás ionizado em rotação, aproximadamente perpendicular ao jato relativístico (jato de radiação ejetado pelo material ionizado do disco de acreção), que gira com uma velocidade de rotação de até 1.000 km/s e se estende por um diâmetro de 0,12 parsecs (25.000 UA; 0,39 anos-luz). Isso é quase o tamanho do sistema solar inteiro (incluído a nuvem de Oort)! Esse buraco negro absorve gás por acreção a uma taxa de uma massa solar a cada 10 anos (cerca de 90 massas terrestres por dia). O raio de Schwarzschild do M87 (que define a localização do horizonte de eventos dentro do qual nada consegue escapar) é de 0,00059 parsecs (0,0019 anos-luz), ou cerca de 120 vezes a distância da Terra ao Sol (120UA). Para efeito de comparação, quando Plutão está mais distante do Sol, está a 50UA de distância...
Algumas informações ajudam a entender os tamanhos, distâncias e pesos citados acima. Vamos a algumas:
Densidades:
| Material | Densidade (kg/m3) |
| Água | 1 |
| Ósmio | 22,61 |
| Núcleo do Sol | 150.000 |
| Anã Branca | 1.000.000.000 ou 1x10ˆ9 |
| Estrela de Nêutrons | 8,4x10ˆ16 |
| Buraco Negro | 2x10ˆ30 |
* O Ósmio (Os, número atômico 76) é considerado a substância natural mais densa
Modelo escalonado do Sistema Solar:
| Objeto | Diâmetro real (km) | Distância real (milhões de km) | Tamanho escalonado (cm) | Distância (m) |
|---|
| Sol | 1.392.000 | | 16,51 (bola de futebol) | |
|---|
| Mercúrio | 4.880 | 57,910 | 0,058 (minúsculo! grão de areia) | 6,9 ( 7 passos) |
|---|
| Vênus | 12.104 | 108,16 | 0,14 (grão de areia) | 12,8 (13 passos) |
|---|
| Terra | 12.742 | 149,6 | 0,15 (grão de areia) | 17,7 (18 passos) |
|---|
| Marte | 6.780 | 228,0 | 0,08 (quase 1 mm) | 27,0 (27 passos) |
|---|
| Júpiter | 139.822 | 778,4 | 1,7 (uma moeda de um centavo de real) | 92,3 (92 passos) |
|---|
| Saturno | 116,464 | 1.427,0 | 1,4 (um botão) | 169,3 (169 passos) |
|---|
| Urano | 50.724 | 2.869,6 | 0,6 (metade do botão) | 340,4 (340 passos) |
|---|
| Netuno | 49.248 | 4.496,6 | 0,6 (metade botão) | 533,3 (533 passos) |
|---|
| Plutão | 2.274 | 5.913,5 | 0,03 (pedaço pequeno de pó) | 701,4 (701 passos) |
|---|
| Nuvem de Oort | | 11.200.000 | | 1.328.400 (1.328 km) |
|---|
| Proxima Centauri | | 40.493.000 | 4,5 (bola de handbol) | 4.802.700 (4.803 km) |
|---|
A distância da Terra à Lua é 300.000km. A velocidade da luz é cerca de 300.000km/s. Assim, a luz (e a onda de rádio para comunicação) demora um segundo para chegar à Lua e mais um para voltar.
(Escala correta entre Terra e Lua de acordo com seus diâmetros)
A Nuvem de Oort é uma nuvem esférica enorme composta por trilhões de objetos que cercam o Sol e é o remanescente do disco protoplanetário da formação do Sistema Solar. Seu raio extende-se de aproximadamente 7,5 a 15 trilhões de quilômetros. No nosso modelo, a distância do Sol à metade Nuvem de Oort seria 1.338 km (distância entre Belo Horizonte a Porto Alegre ou São Paulo a Salvador).
Proxima Centauri é a estrela mais próxima ao Sol. A distância a Proxima Centauri seria maior que a de Los Angeles a New York e quase a distância entre Buenos Aires e Caracas. Se uma nave conseguisse viajar à velocidade da luz (300.000 km/s), levaríamos 4,3 anos pra alcançar (negligenciando a gravidade do Sol) Proxima Centauri!
Você deve ter notado que a escala de grandeza em astronomia é muito maior do que aquela a que estamos acostumados a lidar no nosso dia-a-dia. Por isso usamos unidades de distância maiores, como a Unidade Astronômica (UA) para descrever distâncias entre os planetas e o Ano-luz para distâncias entre as estrelas. Uma UA é a distância entre a Terra e o Sol, aproximadamente 149,6 milhões de Km. Por exemplo, Júpiter está a (778,4 milhões de km)/(149,6 milhões de km) = 5,203 UA do Sol. Um ano-luz é a distância percorrida pela luz em um ano. Ao contrario do que possa parecer, um ano-luz não é uma medida de tempo, mas de distância.
1 Ano-luz = (299.800 km/s) × (31.560.000 seg/ano) = 9.461.000.000.000 km (9,461 trilhões km)
Outra unidade utilizada é o
Parsec (pc). Um parsec é a distância da Terra à qual o raio da órbita da Terra (01 UA) é vista com um tamanho angular de 1 segundo de arco (1 grau/3600). Em outras palavras, é a distância de um objeto que apresenta paralaxe de 1 segundo de arco.
Essa distância corresponde a 206.265 UA ou 3,26 Anos-luz ou 3,1 x 1013 km.
Para completar, vou colocar dois vídeos. O primeiro é sobre uma montagem com escala real mostrando as distâncias do Sistema Solar. O segundo é uma animação mostrando como seria sair do Sistema Solar a partir do Sol à velocidade da Luz.
Até a próxima!
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