Começa Com Um Estrondo

Throwback Thursday: A evolução da luz das estrelas

Crédito da imagem: ESA & NASA; Agradecimentos: E. Olszewski (U. Arizona).

As estrelas nascem, vivem e morrem, mas sua luz conta uma história notável que muda com o tempo.

Aristóteles ensinou que as estrelas são feitas de uma matéria diferente dos quatro elementos terrestres – uma quintessência – que também é do que a psique humana é feita. É por isso que o espírito do homem corresponde às estrelas. Talvez essa não seja uma visão muito científica, mas gosto da ideia de que há um pouco de luz estelar em cada um de nós. – Lisa Kleypas

Ah, mas e se você fez quer a visão científica da luz das estrelas? Afinal, é através das próprias estrelas que revelamos alguns dos maiores segredos do Universo.

Crédito da imagem (mosaico): Nick Risinger.

Mas enquanto as estrelas do céu noturno podem parecer principalmente brancas para você (e muito semelhantes umas às outras), a realidade é que elas vêm em uma ampla variedade de cores e brilhos intrínsecos, como demonstra esta famosa foto do Telescópio Espacial Hubble.

Crédito da imagem: NASA, ESA e a equipe Hubble SM4 ERO.

Acredite ou não, cada estrela individual no Universo tem – exceto uma fusão com outra estrela – seu destino completamente determinado do nascimento . Veja como tudo funciona, do começo ao fim.

Crédito da imagem: Josh Walawender de Twilight Landscapes.

Quando uma nuvem molecular grande o suficiente – uma nuvem de gás frio e rico em hidrogênio – colapsa, uma fração significativa da nuvem forma novas estrelas. Como essa massa é distribuída? Está espalhado (aproximadamente) uniformemente, em massa, entre os sete principais tipos diferentes de estrelas da sequência principal.

Crédito da imagem: usuário da Wikipédia Kieff.

Claro, isso significa que apenas cerca de 0,12% das estrelas serão estrelas do tipo O e B por número , enquanto cerca de 75% serão estrelas M. Sem surpresa, as estrelas O serão as mais brilhantes de todas as estrelas, pois, sendo as mais massivas, elas também queimam seu combustível mais rapidamente, o que as torna as mais luminosas. É a razão pela qual – quando olhamos para um aglomerado de estrelas muito jovem – o encontramos dominado por essas estrelas azuis incrivelmente brilhantes, mesmo que sejam em número muito menor que as muito mais escuras e vermelhas.

Crédito da imagem: Observatório Nacional de Langkawi @ ANGKASA.

Se fôssemos representar graficamente a luminosidade, ou intrínseco brilho de cada estrela no aglomerado no eixo y e a cor (mais azul à esquerda, mais vermelha à direita) no eixo x, teríamos um caminho que serpenteia para cima. Esse tipo de diagrama é conhecido como Diagrama Hertzsprung-Russell (ou diagrama H-R para abreviar), e o caminho serpenteante é conhecido como o sequência principal , que é onde as estrelas que estão queimando principalmente hidrogênio em seu núcleo vivem. (E sim, isso inclui o nosso Sol!)

Crédito da imagem: Atlas of the Universe / Richard Powell.

Mas com o tempo, as estrelas ficam sem hidrogênio em seu núcleo, e as estrelas mais azuis e massivas queimam seu hidrogênio mais rapidamente! Um novo aglomerado de estrelas vai só têm estrelas da sequência principal, enquanto uma população mais velha de estrelas terá um diagrama H-R que parece muito mais complicado. Por exemplo, aglomerado globular M55 é bastante antigo e Está O diagrama H-R parece esta .

Crédito da imagem: B.J. Mochejska, J. Kaluzny (CAMK), 1m Swope Telescope.

As estrelas de alta massa – todas mais massivas que o Sol, no caso deste aglomerado – há muito deixaram de queimar hidrogênio em seus núcleos. (Essas poucas sequências principais, estrelas azuis à esquerda do desvio são conhecidos como retardatários azuis , e eles vêm de duas estrelas da sequência principal de menor massa se fundindo.) Quando isso acontecer, praticamente todas as estrelas terão seu núcleo, agora desprovido de hidrogênio, começam a se contrair. E graças ao seu amigo termodinâmica , quando o núcleo de uma estrela se contrai nessas condições, isso aquece . Eventualmente, ele aquece o suficiente para que o hidrogênio comece a se fundir em uma concha ao redor do núcleo, o que faz com que a estrela inche. (Todo tipo de estrela fará isso exceto Estrelas M, que são muito baixas em massa para iniciar outro estágio de fusão.)

Isso resulta em sua estrela da sequência principal evoluindo dentro de subgigante , uma estrela que é um pouco mais brilhante e um pouco mais fria do que a estrela da sequência principal que era anteriormente. O resfriamento parte pode surpreendê-lo, mas são apenas as camadas externas (e a superfície) que são mais frias, e elas são apenas mais frias porque a estrela se expande. No interior, o núcleo está queimando ainda mais quente do que antes, e é esse aumento de energia que torna a estrela mais brilhante e faz com que ela se expanda; é só que a expansão faz com que a temperatura da superfície caia, e é por isso que à medida que uma estrela cresce em volume, ela se torna mais vermelha.

Crédito da imagem: Foto Procyon de Arun Venkatram, inserida por David Darling.

Isso é o que está acontecendo com Procyon , uma das estrelas mais brilhantes e próximas do céu noturno, a apenas 11,5 anos-luz de distância. Ao longo de um período de dezenas de milhões de anos, as estrelas subgigantes continuarão a se expandir e esfriar em suas camadas externas, enquanto seus núcleos inertes continuam a aquecer, atingindo uma temperatura suficientemente alta para começar a fundir o hélio em seu núcleo!

Nesse estágio, a estrela incha imensamente e se torna uma verdadeira gigante vermelha, uma fase de evolução que pode durar centenas de milhões de anos e a fase em que as estrelas atingem sua luminosidade máxima. Essas estrelas esfriam à medida que evoluem devido ao seu tamanho massivo e crescente; assim como a contração adiabática fez com que o núcleo aquecesse, a expansão adiabática fez com que a temperatura da superfície caísse, mesmo quando a produção total de energia aumenta. À medida que a grande gigante vermelha começa a queimar hélio em seu núcleo - primeiro em carbono e depois em oxigênio e elementos mais pesados - a grande luminosidade permanece aproximadamente constante, mas a estrela evolui para se tornar menor e mais azul. Para comparação, aqui está o Sol ao lado Arcturus , um gigante laranja, e Antares , uma gigante vermelha.

Crédito da imagem: usuário da Wikipédia Sakurambo.

Esta fase da evolução é conhecida como o ramo horizontal, e muitas estrelas até migrarão de volta para a sequência principal!

Assim, a sequência para praticamente todas as estrelas da classe K (ou mais pesadas) é a seguinte: sequência principal (queima do núcleo de hidrogênio) para subgigante (queima da casca de hidrogênio) para gigante vermelha (queima do núcleo de hélio) para estrela do ramo horizontal (queima contínua de hélio em elementos mais pesados).

Crédito da imagem: James Schombert de http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec16.html .

Se a estrela for massiva o suficiente para queimar hélio em uma concha enquanto o núcleo continua a se contrair, ela se move novamente em direção à extremidade vermelha e se torna ainda mais luminosa novamente. Embora pareça se tornar uma gigante vermelha de temperatura ainda mais alta, esta é outra fase evolutiva separada. O nome da fase depende da massa da estrela, como indica o gráfico abaixo.

Crédito da imagem: usuário da Wikipedia Mais uma vez.

E este ciclo continua: o núcleo se contrai até que a queima da casca se inicie e - se possível - o núcleo vai aquecer para permitir a fusão de elementos do núcleo pesado em elementos ainda mais pesados (neon, magnésio, silício, enxofre e, eventualmente, até ferro-níquel-e-cobalto), enquanto a estrela continua a alternar entre cores mais azuis e mais vermelhas, mas mantém uma luminosidade muito alta.

Finalmente, se a estrela original estiver abaixo de cerca de oito a dez massas solares, a fusão terminará e o núcleo da estrela se contrairá em uma anã branca, explodindo suas camadas externas no processo e se tornando uma nebulosa planetária, que vem em uma grande variedade de cores e formas lindas.

Crédito da imagem: Carlos Milovic, Hubble Legacy Archive e NASA.

Os núcleos restantes - as estrelas anãs brancas - são apenas alguns milionésimos tão luminosas quanto as estrelas originais das quais nasceram, embora sejam geralmente mais quentes em temperatura e, portanto, de cor mais azul do que as estrelas da sequência principal com as quais começaram. E essa é a grande maioria das estrelas que ficaram sem combustível até agora – todas as estrelas do tipo K, G, F, A e a maioria das estrelas do tipo B – todas elas acabarão como anãs brancas no final.

Crédito da imagem: imagem de domínio público tirada de Katie Chamberlain em http://study.com/academy/lesson/main-sequence-star-definition-facts-quiz.html .

Mas as estrelas que começaram sua vida como estrelas do tipo O ou brilhantes do tipo B, aquelas que começaram com (aproximadamente) 10 vezes a massa do nosso Sol ou mais, acabam com um núcleo tão massivo que os átomos individuais no núcleo não pode suportar a gravidade, e todo o núcleo colapsa, produzindo uma espetacular explosão de supernova conhecida como supernova, resultando em um buraco negro ou uma estrela de nêutrons no final da vida dessas estrelas!

Quando todas essas estrelas morrem – quando elas finalmente ficam sem combustível e terminam suas vidas em uma combinação de nebulosa planetária/anã branca, estrela de nêutrons/buraco negro/supernova, ou simplesmente se contraem (para as estrelas de menor massa) em uma anã branca de hélio – eles emitirão quantidades muito menores de luz por trilhões ou até quatrilhões de anos, pois levam enormes escalas de tempo para esfriar. Mas eles não são mais verdadeiramente estrelas como nós os entendemos, então enquanto ainda há luz a ser obtida deles, não é mais a luz das estrelas.

E assim, chegamos ao fim da história da luz das estrelas. Nossa galáxia sozinha está cheia de cerca de 400 bilhões de estrelas em algum momento deste ciclo de vida agora, e existem centenas de bilhões de galáxias em nosso Universo (ou mais) fazendo exatamente a mesma coisa que a nossa.