Vida e Morte das Estrelas

Estrelas não estão vivos, e ainda falamos de suas origens e termina como “nascimento e morte.” É uma maneira conveniente, se fantasiosa, de descrever a relação, em última análise malfadado entre matéria e energia que é uma estrela.

Rádio astronomia ajudou os astrônomos explorar as histórias de vida de estrelas, e aqui está o que aprendemos até agora.

 

Tipos de Estrelas

A cor de uma estrela é um indicador de sua temperatura. As estrelas mais frias vão do marrom ao vermelho escuro, mal aquecido o suficiente para brilhar. As estrelas mais quentes são ofuscantes azul-branco, como a chama de extrema tocha de um maçarico por exemplo.

A estrela mais próxima que podemos estudar, é o Sol, e é uma estrela muito mediana na escala cósmica, o que significa obviamente que, as galáxias no Universo contêm outras estrelas menores ou outras incrivelmente maiores, mais brilhante ou apagadas, mais quentes ou mais que o nosso querido astro.

O Sol e maior parte das estrelas no Universo são as chamadas estrelas anãs. As estrelas variam em tamanho de anãs marrons, que crescem até cerca de 8% da massa do nosso Sol, de anãs amarelas, que encontramos até cerca de 120% da massa do nosso Sol. As raras estrelas gigantes podem ser em média 100 vezes a massa da nossa estrela, um exemplo e a VY Canis Majoris.

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Esta estrela é a maior do universo já conhecida, com a dimensão de 2,9 bilhões de quilômetros. Só para ter noção desse tamanho, se compararmos com o Sol, ela tem por volta de 1.790 a 2.090 vezes mais massa.

 

Anãs Marrons

Elas só brilham por cerca de 10 milhões anos, enquanto seus núcleos de deutério esmagar o elemento raro em hélio. Após seu deutério se foi, as anãs marrons brilhar com luz invisível de ondas infravermelhas para milhares de milhões de anos, com suas entranhas agitadas, acabando assim com o tempo esfriando e tornar-se bolas escuras de gás frio.

Apesar de ser invisível aos telescópios ópticos, mais de 1.600 anãs marrons foram encontradas até agora. Os astrónomos detectaram nuvens e um “clima” bem parecido com as condições encontradas em planetas gigantes de gás. Para nossa surpresa, no entanto, as anãs marrons são brilhantes em raios-X e emitem poderosas explosões de ondas de rádio, podendo ser denominadas como pulsares leves!

Anãs marrons são como se fossem intermediárias fascinantes, entre planetas gigantes gasosos (como Júpiter e Saturno no nosso Sistema Solar) e estrelas, e seu estudo contínua a nos ajuda a entender melhor a formação de ambos, universo a fora.

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Estrelas Anãs

Essas estrelas possuem poderosos campos magnéticos em torno de si, emitindo muitas ondas de rádio, porque as partículas presas nos campos magnéticos, emitindo assim ondas de rádio em espiral. Telescópios de rádio nos ajudaram a saber que estrelas anãs têm superfícies tremendamente ativos inundadas com manchas e erupções. Estas erupções alimentar seus ambientes exteriores magneticamente carregadas com um fluxo constante de partículas.

A superfície de nosso Sol não é tão ativa quanto essas primas menores, e seu campo magnético não consegue energizar sua atmosfera exterior o suficiente para permitir ondas de rádios detectáveis. Atualmente estuda-se muito o nosso Sol, com um dedicado rádio telescópio solar de 45 pés em Green Bank, além de observações como o ALMA e outros, com objetivo de aprender mais sobre a atividade do nosso Sol e como podemos prever seu comportamento futuro à medida que ele envelhece.

Todas as estrelas anãs, levam bilhões de anos para passar por alguma mudança. Quando o núcleo de uma estrela anã finalmente usa o combustível de hidrogênio que necessita para brilhar, sua atmosfera exterior começa a entrar em colapso sob seu próprio peso. Como se comprime o núcleo quente, e uma camada fina do hidrogénio esmagando e fundindo-se em hélio. Essas fusões também fazem com que a superfície, eleve em muito a sua temperatura.

O gás então esfria enquanto se expande, e a estrela inchada, assume uma cor mais avermelhada. Inflando em milhares de vezes o seu tamanho original, esta estrela anã acaba se tornando uma gigante vermelha. Quando o nosso Sol se torna uma gigante vermelha, ele crescerá a tal ponto, que engolirá o nosso planeta! Veja esse vídeo que demonstra em escala real, o nosso sistema solar:

Durante os dois bilhões de anos a partir do início de sua fase de gigante vermelha, o seu núcleo quente tornarar-se revestido nas cinzas de hélio da camada de queima acima dela. Para estrelas da massa do Sol ou mais, esse peso aumenta a temperatura do núcleo até o seu hélio esquentar o suficiente para fundir carbono.

Uma estrela de queima de carbono, emite quase 10 vezes a energia que fez na sua fase de anã. Em apenas algumas centenas de milhões de anos, a gigante vermelha queima muito de seu hélio. Esta combinando uma camada de hélio acima do núcleo de carbono mais quente, o que gera calor suficiente para aquecer os gases mais externos, de modo a expandir para além de sua capacidade de manter a pressão de si. No entanto, a anã não tem massa suficiente para esmagar o núcleo de carbono em elementos mais pesados.

 

Anãs Brancas

Um núcleo quente de átomos de carbono se mantém junto, graças à gravidade, mas resiste ao esmagamento em si, graças à pressão dos espaços nos átomos. Os gases exteriores em expansão finalmente escapam para longe, deixando a anã branca exposta ao arrefecendo gradual, tornando-se uma anã negra.

Uma anã branca é estável, desde que ela seja mais do que 1,4 vezes a massa do nosso Sol, um valor chamado o limite de Chandrasekhar. Agora se estiver num sistema binário, (sistema de duas estrelas, uma em torno da outra) digamos que a segunda estrela seja uma gigante vermelha, ela provavelmente vai inchar o suficiente para derramar hidrogênio na anã branca. Assim arruinando a estabilidade da anã branca, e se ele ganha gás suficiente para tombar a massa de equilíbrio, a anã branca vai explodir, deixando para trás apenas uma exibição de “fogos de artifício” em constante expansão.

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Estrelas Gigantes

Estrelas gigantes variam de cerca de 3 vezes a massa do nosso Sol até as hipergigantes, que pode ser uma massa de a partir 100 vezes mais. O núcleo de uma estrela gigante está sob pressão extrema e constante do seu peso. Seus átomos fundem furiosamente para desprender as enormes quantidades de energia, essas necessárias por conta da sua enorme quantidade de gás.

Como resultado, as gigantes brilham intensamente, azul-e-branco-quente. Emitem muitas ondas de rádio, e radiotelescópios captam sinais dessas gigantes por toda a nossa galáxia. O extremo ato de equilíbrio de uma estrela gigante não dura muito tempo. Seu núcleo transforma o seu hidrogênio em hélio disponível por durante cerca de 100.000 anos. Em seguida, ele precisa de apenas algumas poucas décadas, para comprimir e fazer então o carbono, e em seguida, oxigênio, silício e ferro.

A energia desta fusão frenética espalha-se por sua enorme atmosfera, apenas as mais massivas dessas estrelas, fundem rápido o suficiente para permanecer-se em azul-quente. Eventualmente o ferro torna-se, digamos um “parasita” dentro do núcleo de uma estrela supergigante, porque em vez de liberar energia quando se funde em elementos mais pesados, ferro puxa muita energia. Porém a estrela necessita de muita energia para se manter, e em contrapartida, o ferro impede o equilíbrio da gigante.

Com nada para deter este problema, o peso da atmosfera finalmente cai, no núcleo de ferro, começa a pressão nos espaços de fora dos seus átomos. Elétrons esmaga-se em prótons, e uma quantidade estupenda de energia é liberada, e assim formando os nêutrons. A manifestação repentina de energia lança os gases da estrela em uma expansão eterna para o espaço. Durante dias, a explosão brilha mais do que todas as estrelas em uma galáxia combinadas. Ele é a chamada “Supernova”. O estudo de supernovas é importante nos estudos das evoluções estelares. As curvas de luz de supernovas de galáxias distantes, pode ser usadas para determinar distâncias até os confins do Universo.

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Estrelas de Nêutrons

A esfera comprimida de nêutrons, é conhecida como uma estrela de nêutrons. Essas estrelas são extremamente densas. Radiotelescópios descobrem e monitorar milhares de estrelas de nêutrons que gira rapidamente, essas conhecidas como pulsares. Pulsares nos dizer muito sobre a morte estrela gigante, nos informando com é o processo dessas mortes. Podemos nos utilizar das batidas precisas de pulsares como relógios, e assim também medir eventos e estruturas no espaço. Este corpo é extremamente massivo e gira muito rápido; seu período de rotação pode alcançar milésimos de segundo.

Essas estrelas possuem um campo magnético muito forte, e a pouca radiação que escapa da sua superfície são ondas de rádio, raios gama etc, na forma de jatos com a direção do eixo magnético norte-sul. Esse eixo, não necessariamente, coincide com o eixo de rotação da estrela, fazendo com que o canhão de partículas varra regiões diferentes durante sua rotação, ao invés de ficar apontado para uma única região do espaço. Quando isso acontece, temos o pulsar, que nada mais é que o canhão de radiação da estrela apontado para nós periodicamente.

O interior de uma estrela de nêutrons consiste de um núcleo grande, formado basicamente por nêutrons, e um pequeno número de prótons supercondutores. Novamente, a baixas temperaturas, os prótons supercondutores, combinados com a alta velocidade de rotação da estrela, produzem um efeito dínamo, semelhante ao responsável pelo campo magnético da Terra. Ao redor do núcleo, encontra-se um manto de nêutrons, seguido por uma camada de núcleos de ferro e elétrons livres.

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Buracos Negros

Particularmente estrelas de grande massa, mais de oito vezes a massa do nosso Sol, comprimem os átomos em seus núcleos, ainda da fase de estrela de nêutrons, passado para um estado incompreensível da matéria recolhida, que é incrivelmente difícil de imaginar ou explicar. O objeto em colapso é tão denso, que a força da gravidade perto de sua superfície é capaz de impedir a luz escapar. Se a luz não pode brilhar fora de sua superfície, não podemos vê-lo diretamente, e nós chamamos este cadáver de buraco negro estelares.

O núcleo forte e maciço então passa a ser o centro do buraco negro e recebe o nome de singularidade gravitacional. A entrada do buraco negro, nomeado de horizonte de eventos, é por onde as matérias atraídas passam e desaparecem. O tamanho de um buraco negro é variável, porém, é necessário possuir três características distintas: massa, taxa de rotação (momentum angular) e carga elétrica. Tais características resultarão em uma densidade que chegará a ser infinita.

A forma de detectar o buraco negro é bastante complexa, pois não há como ver o mesmo. Dessa forma, analisa-se a movimentação dos objetos, que quando estão indo em direção ao núcleo se movimentam de forma espiral; e a radiação liberada. A radiação liberada ocorre por causa do acelerado aquecimento da matéria, quando a mesma cai dentro do buraco negro. Tal radiação da matéria, liberada dentro do buraco negro, emite raio-x e jatos da mesma. Por meio desses objetos é possível medir aproximadamente a massa do buraco.

Apesar de consumir matéria, os buracos negros não consomem tudo o que se aproxima. Um buraco negro supermassivo no centro da nossa galáxia foi observado recentemente ter matéria que cai em em alta velocidade. Radiotelescópios podem observar periodicamente esta questão para determinar as propriedades sobre o buraco negro e seu ambiente circundante.

Veja Também: Sobre a Idade das EstrelasA Estrela Mais Antiga ConhecidaComposição dos Corpos Celestes

 

Outros detalhes:

Morte de uma estrela captada pelo Hubble: Canal Cosmos & Tudo Mais

Tudo Sobre a VY Canis Majoris: Canal Nosso Incrível Universo

Mais sobre VY Canis Majoris: Wikipédia

Sobre Green Bank Telescope (inglês) : Wikipédia

Informações sobre ALMA: Wikipédia

O Limite de Chandrasekhar: Wikipédia

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4 comentários sobre “Vida e Morte das Estrelas

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