Vida das estrelas...A morte (I)

Nebulosa do Anel. Localiza-se a cerca de 2.300 anos luz, na constelação
de Lira. Resultado dos estágios finais de vida de uma estrela comparável ao Sol,
que se transformou em anã branca. Divulgação/Hubble

    Dedicamos dois artigos do blog para falar sobre a vida das estrelas: o nascimento (clique aqui e leia) e sobre o diagrama HR ( saiba mais clicando aqui). Nesse artigo em duas partes vamos abordar sobre os estágios finais de vida das estrelas, completando o assunto.

    As estrelas passam grande parte de sua vida, cerca de 90%, na chamada Sequência Principal (leia sobre o diagrama HR), onde elas queimam o hidrogênio em seu interior, se mantendo estáveis. Pois bem, esse hidrogênio não é eterno e ele acaba em algum momento. Para estrelas com massas menores, essa fase de estabilidade dura vários bilhões de anos, enquanto que as de grandes massas dura muito menos.

     Essa diferença se deve ao fato de que maiores massas equivalem a maiores densidades e temperaturas, aumentando a taxa de fusão dos elementos. Portanto, seus combustíveis acabam muito mais rápido. Para se ter uma ideia disso, estrelas de pequenas massas, bem menores que o nosso sol, como as chamadas anãs vermelhas, podem levar centenas de bilhões de anos para queimar completamente seu hidrogênio pois têm baixas pressões e temperaturas, enquanto que estrelas de grandes massas, liquidam esse elemento em poucas dezenas de milhões de anos.

    Portanto, sabemos que a massa é fator primordial para a evolução estelar, então é preciso dividir as estrelas pouco massivas, de até 8 massas solares, e estrelas massivas com massas superiores a esse valor, pois seguem caminhos diferentes rumo ao fim da vida.

Estrelas com massas menores, até 8 massas solares

    Nesse grupo inclui o nosso querido Sol. Estrelas com esses valores de massa, terminam suas vidas se transformando nas chamadas anãs brancas. 

    Há medida que o tempo passa ( falamos em termos de 10 bilhões de anos), a quantidade de Hélio no interior da estrela já é grande e não há quase nenhum hidrogênio para ser fundido. Então, a fusão nuclear cai drasticamente no interior da estrela. Quando isso acontece, a temperatura e pressão caem. Nesse momento, começa um desequilíbrio entre a força da gravidade que força para o centro da estrela e a pressão de radiação, proveniente das reações nucleares, que "empurra" de dentro para fora, mas a gravidade acaba por ganhar essa luta.

Esquema de como a força gravitacional e a força proveniente da pressão
dos gases no interior da estrela agem. Essas forças equilibradas mantém a estrela coesa.
 Divulgação/Astro Iniciantes

    O núcleo estelar começa então a ser comprimido, o que faz a temperatura e densidade aumentarem. Essa temperatura que é alcançada, ainda não é suficiente para iniciar a fusão do He presente no caroço central da estrela, mas é suficiente para começar a fusão do hidrogênio que está logo acima do caroço central. Como a fusão do hidrogênio se dá de forma mais intensa nessa fase, pois a temperatura e densidade é maior do que quando a estrela estava na sequência principal, ela passa a brilhar mais.

    Além disso, essa queima rápida de H faz com que as camadas mais externas da estrela se expandirem, aumentando bastante o seu raio. Com a expansão dessas camadas, a temperatura superficial cai, ficando com uma coloração avermelhada. Esse processo leva cerca de 100 milhões de anos. Começa então a fase de gigante vermelha, e o fim já se aproxima.

    Depois de dezenas de milhões de anos, a temperatura no seu interior chega a valores da ordem de 100 milhões de graus, começa então a fusão nuclear do He presente no núcleo da estrela. O resultado da fusão do He é o elemento químico Carbono, portanto ao longo do fusão do He, forma-se um caroço estelar mais interno composto de C. Então temos um caroço com abundância desse elemento, seguido de uma camada de He em processo de fusão, que por sua vez está envolto a uma camada de H também em fusão. 

    A temperatura no interior da estrela não é suficiente para continuar o processo de fusão com o carbono, que requer temperaturas superiores a 100 milhões de graus. Então com a diminuição da fusão do He, a pressão interna da estrela já não consegue "segurar" a força da gravidade que força a contração do núcleo, fazendo-o diminuir cada vez mais, aumento muito a sua densidade. O que impede o colapso da estrela agora não é mais a pressão de radiação, mas é a pressão fornecida pelos elétrons que estando tão próximos entre si que se repelem intensamente, atingindo velocidades altíssimas. Essa pressão é chamada de pressão de degenerescência. 

    Nessa fase, a radiação emitida pela estrela, juntamente com outros processos físicos, faz as camadas mais externas dela ( chamada de envoltória) serem ejetadas a velocidades muito altas, deixando o núcleo brilhante totalmente exposto. Então passa a existir duas estruturas, o núcleo da estrela com temperaturas e densidades altíssimas e o material ejetado que agora recebe o nome de nebulosa planetária, que se afasta e esfria cada vez mais. (saiba mais sobre nebulosas planetárias aqui)

Exemplo de nebulosa planetária. Essa nebulosa é conhecida como
nebulosa da Hélice, está a cerca de 450 anos-luz na constelação de Aquário.
Divulgação/Hubble

    A estrela restante é conhecida como anã branca, e tem um tamanho comparável ao da Terra, mas com uma massa aproximada a do Sol, portanto uma altíssima densidade. Ela tem uma composição de basicamente carbono e se esfriará ao longo de bilhões de anos. O nosso querido Sol deve traçar esse caminho dentro de cerca de 5 bilhões de anos.

    No próximo artigo iremos falar sobre os finais catastróficos das estrelas mais massivas (acima de 8 massas solares).

Referências:

Introdução a Astronomia e Astrofísica - INPE

O Céu que nos envolve - CNPQ

Estágios finais da Evolução Estelar - USP