Evolução estelar
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Em astronomia, evolução estelar é a seqüência de mudanças que uma estrela sofre durante seu tempo de vida, os milhares, milhões ou bilhões de anos durante os quais ela emite luz e calor. Durante o curso deste tempo, a estrela ira mudar radicalmente.
A evolução estelar não é estudada pela observação do ciclo de vida de uma simples estrela; a maioria das mudanças estelares ocorre tão vagarosamente que só seriam detectáveis depois de muitos e muitos séculos. Ao invés disto, astrofísicos tentam entender como as estrelas evoluem pela observação de numerosas estrelas, cada uma em um diferente ponto da vida do ciclo da vida, e simulando estrutura estelar como modelos de computadores.
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[editar] Nascimento
A evolução estelar começa com uma nuvem molecular gigante (NMG), também conhecida como uma berçário estelar. A maior parte do espaço 'vazio' interno de uma galáxia sempre contem em torno de 0.1 a 1 partículas por cm³, mais em dentro de uma NMG, a densidade típica é um poucos milhões de partículas por cm³. Uma NMG contem 100.000 a 10.000.000 vezes mais massa do que nosso Sol em virtude do seu tamanho: 50 a 300 anos luz de comprimento.
Tal como uma NMG, um dos vários eventos devem ocorrer para causar o colapso gravitacional. NMGs devem colidir com outras, ou passar através de uma região densa de um braço espiral. Uma vizinhança de uma explosão supernova pode ser um gatilho, enviando um choque de matéria dentro de uma NMG a velocidades muito altas. Finalmente, uma colisão galáctica pode iniciar uma explosão de formação estelar quando as nuvens de gás em cada galáxia são comprimidas e agitadas pela colisão.
Uma NMG colapsada fragmenta-se durante o evento, quebrando-se em pedaços cada vez menores. Fragmentos com massas menores que 50 massa solares são capazes de formar estrelas. Neste fragmentos, o gás é aquecido por este colapso devido a energia potencial gravitacional, e estas nuvens podem formar uma proto-estrela com a forma de um objeto esférico rotacional.
Este estágio inicial da existência é sempre invariavelmente oculto profundamente em uma densa nuvem de gás e poeira. Frequentemente, berçários de formação estelar podem ser vistos com uma silhueta contra a emissão de gás brilhantes em suas redondezas, são conhecidos como Bok globules.
As proto-estrelas muito pequenas nunca alcançam temperaturas suficientemente altas para a fusão nuclear começar; Estas são anãs marrons de massa menor que 0,1 massas solares. Elas morrem lentamente, começando a arrefecer gradualmente durante centenas de milhões de anos. A temperatura central nas proto-estrelas mais massivas, contudo, irão eventualmente atingir 10 megakelvins, neste ponto o hidrogênio começa a se fundir com o hélio. A estrela começa a brilhar. O inicio da fusão nuclear estabelece um equilíbrio hidrostático na qual a energia e utilizada pelo núcleo para se opor ao colapso gravitacional. A estrela então pode existir em um estado estável.
[editar] A Juventude da vida das estrelas
Novas estrelas aparecem em variados tamanhos e cores. Elas variam no tipo do espectro do quente e azul para o frio e vermelho, e a massa de menos do que 0,5 para mais que 20 massas solares. O brilho e cor de uma estrela depende da temperatura superficial, a qual depende por sua vez da massa.
Uma nova estrela ira cair em um especifico ponto da seqüência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell. Anã vemelhas menores e frias queimam hidrogênio vagarosamente e devem permanecer na seqüência principal por centenas de bilhões de anos, enquanto supergigantes massivas e quentes irão deixar a seqüência principal logo após poucos milhares de anos. Uma estrela de tamanho médio como o Sol ira permanecer na seqüência principal por cerca de 10 bilhões de anos. O Sol possui a metade desta idade; portanto se encontra na seqüência principal. Uma estrela que gaste a maior parte do hidrogênio do seu núcleo se encontra fora da seqüência principal.
[editar] Maturidade
Depois de vários bilhões de anos, dependendo de sua massa inicial, uma estrela exaure todo seu hidrogênio do núcleo. Uma vez que o suprimento de hidrogênio acabe, a fusão nuclear cessa.
Sem a pressão interna gerada por esta reação para se contrapor a força da gravidade, as camadas externas da estrela começam a se contrair em direção ao núcleo. A temperatura e pressão crescerão como na formação da protoestrela, mas agora para níveis muito mais altos, até que a fusão do hélio comece quando a temperatura do núcleo atingir cerca de 100 milhões de kelvins.
O núcleo muito quente causa a expansão das camadas levando a expandir enormemente seu tamanho; a estrela torna-se muito maior que 100 vezes o que ela era durante a o ciclo de vida na seqüência principal. Ela torna-se agora um gigante vermelho , e a queima do hélio dura alguns milhões de anos. A maior parte de todas as gigantes vermelhas são estrelas variáveis.
O que acontece depois depende, uma vez mais, da massa estelar.
[editar] Os últimos anos e morte da estrela
[editar] Estrelas geriátricas de baixa-massa
O que acontece depois uma estrela baixa-massa exaure seu hidrogênio não é conhecido diretamente: o universo é de cerca de 13,7 bilhões de anos, o que é muito menos (por várias ordens de magnitude, em alguns casos) do que elas levam para exaurir seu combustível. Teoria corrente é baseado em modelos de computador.
Algumas estrelas devem fundir Helio nos núcleos superaquecidos, causando um uma reação instável e irregular tão como um pesado vento solar. Nestes caso, a estrela não ira formar uma nebulosa planetária mas simplesmente evaporar, deixando nada mais que uma anã marrom.
No entanto, uma estrela menor de que 0,5 massas solares nunca será capaz de iniciar a fusão do hélio mesmo depois que o núcleo cessa a fusão do hidrogênio. Ela simplesmente não tem a massa necessária para produzir pressão suficiente no núcleo. Estas são as anãs vermelhas , tais como Próxima Centauro, a qual viverá por centenas de bilhões de anos. Quando a reação nuclear eventualmente cessar no seu núcleo, ela vai continuar irradiando na parte do infravermelho e microondas do espectro eletromagnético por muitos bilhões de anos.
[editar] Estrelas de tamanho médio
Uma estrela de tamanho médio (entre 0.6 e 3.4 massas solares) tendo alcançado a fase gigante vermelha, suas camadas externas continuam a expandir, o núcleo contrai, e o hélio começa a se fundir para carbono. A fusão gera energia, fornecendo a estrela um crescimento temporário. Em um estrela do tamanho do Sol, este processo pode levar aproximadamente um bilhão de anos.
As reações de queima do Hélio são extremamente sensíveis à variação de temperatura, o que causa grande instabilidade. Grande pulsações ocorrem, o que eventualmente cede às camadas externas da estrela bastante energia cinética, sendo esta ejetada como uma nebulosa planetária. Ao centro da nebulosa permanece o núcleo da estrela, a qual se esfria para se tornar uma pequena mas densa anã marrom, tipicamente pesando cerca de 0.6 massas solares, mas somente o volume da Terra.
[editar] Anões Brancas
Artigo Principal: anã branca
Anões brancas são estáveis porque a atração da gravidade é balanceada pela pressão de degeneração dos elétrons da estrela. (Isto não deve ser confundido com a repulsão elétrica dos elétrons, o qual mantém o volume da matéria normal, mas é uma conseqüência do princípio de exclusão de Pauli.) Sem combustível para queimar, o sue calor da radiação estelar mantem aquecida por muitos milhões de anos.
No fim, tudo que resta é uma massa escura e fria algumas vezes chamadas como anões negras. Contudo, o universo não é velho o suficiente para qualquer estrela anã negra possa existir.
Se a anões brancas crescem acima do limite de Chandrasekhar de 1.4 massas solares, a pressão de degeneração falha em conter o colapso da estrela. A transferência de massa em um sistema binário pode causar também um aumento na massa. Isto leva a anã branca a se transformar em supernova Ia. Estas supernovas podem ser muito mais poderosas que as supernovas tipo II marcando a morte de uma estrela massiva. Consequentemente nenhuma anã branca mais massiva que 1.4 massa solares pode existir; a pressão da degeneração dos elétrons não é suficientemente forte.
Se uma anã branca forma um sistema binário fechado com outra estrela, o hidrogênio da companheira maior pode migrar para dentro da anã branca até que ela aqueça o suficiente para estabelecer uma reação de fusão, embora a anã branca permanece abaixo do limite de Chandrasekhar. Levando a uma explosão denominada como nova.
[editar] Estrelas Supermassivas
Apos as camadas externas de uma estrela cresce mais do que cinco massa solares ira inchar em uma supergigante vermelha, o núcleo começa a perder para a gravidade e começa a encolher. Quanto mais ele encolhe, ele se torna mais quente e denso, uma nova série de reações nucleares começa a ocorrer. Estas reações fundem progressivamente elementos pesados, temporariamente adiando o colapso do núcleo.
Eventualmente, a estrela prossegue para elementos mais pesados na tabela periódica, fusão silício para ferro-56. Até então, a estrela tinha sido mantida por estas energia liberada pelas reações de fusão, mas o ferro não pode fornecer energia através da fusão; a invés disto, a fusão do ferro absorve energia. Uma vez que isto ocorra, na haverá mais o fluxo de energia para se contrapor a enorme força da gravidade, e o interior da estrela colapsa quase instantaneamente.
O que acontece a seguir não é ainda claramente compreendido [1]. Mas o que quer que seja isto causa uma tremenda explosão de supernova em uma fração de segundo [2].
Como o acompanhado surgimento de neutrinos inicia uma onda de choque enquanto o continuo jato de neutrinos ejeta muito do material acumulado da estrela — o co-denomidado elementos sementes, mais leves que ou iguais ao ferro— para dentro do espaço. Alguma parte desta massa ejetada é bombardeada por neutrinos, sendo capturados por estes átomos, criando o espectro de materiais mais pesados que o ferro incluído elementos radioativos alem do urânio. Sem as supernovas, elementos mais pesados que o ferro não poderiam existir.
A onda de choque e os jatos de neutrinhos continua propelindo o material para longe da estrela moribunda para dentro do espaço inter-estelar. Então, fluindo através do espaço, o material das supernovas devera colidir com outros restos estelares, talvez para formar novas estrelas, planetas ou luas, ou para servir com material suporte para uma vasta variedade de formas de vidas.
A ciência moderna não tem uma clara compreensão do real mecanismo da explosão da supernova, nem o que exatamente resta da estrela original. Haveriam duas possibilidades:
[editar] Estrelas de Nêutrons
Artigo Principal: Estrela de nêutron
É sabido que em algumas supernovas, a intensa gravidade no interior das supergigantes força os elétrons para dentro do núcleo atômico, onde eles se combinam com os prótons para formar nêutrons. A força eletromagnética que mantem o núcleo separado é suplantada (proporcionalmente, se o núcleo fosse do tamanho de um grão de poeira, o átomo deveria ser do tamanho de um estádio de futebol), e o núcleo inteiro da estrela se torna nada mais que uma densa bola de nêutrons ou um gigantesco núcleo atômico.
Estas estrelas, conhecidas como estrelas de nêutrons, são extremamente pequenas—não maiores que o tamanho de uma grande cidade—e são fenomenalmente densas. Seu período de revolução pode ser extremamente rápido, com algumas girando acima de 600 revoluções por segundo. Quando estas estrelas de rotação rápida tem seus pólos magnéticos norte ou sul alinhados com a Terra, um pulso de radiação é recebido a cada rotação. Tais estrelas de nêutrons são conhecidas como pulsares, estas foram as primeiras estrelas de nêutrons descobertas.
[editar] Buracos Negros
Artigo Principal: buraco negro
É amplamente aceito que nem todas as supernovas formam estrelas de nêutrons. Se a massa da estrela é suficientemente alta, os nêutrons em si serão esmagados e a estrela colapsará até o raio se tornar menor que o raio de Schwarzschild. A estrela se tornará então um buraco negro.
Os buracos negros são preditos pela teoria da relatividade geral. De acordo com a relatividade geral clássica, nenhuma matéria ou informação pode fluir do interior de um buraco negro para um observador externo, embora efeitos quânticos devam permitir desvios desta regra restrita. A existência de buracos negros no universos é bem apoiada, pela teoria e pelas observações astronômicas.
Porém, ainda existem questões em aberto. A compreensão atual do colapso estelar não é suficientemente boa para afirmar se é possível colapsar diretamente para um buraco negro sem uma supernova, se há supernovas que irão formar buracos negros, ou qual a exata relacão entre a massa inicial da estrela e a massa final do objeto remanescente.
[editar] Ver também
- Linha do tempo da astronomia estelar
- Engenharia estelar
