Estrelas - Do Nascimento aos seus momentos finais - Série Estrelas
Como cidades em um deserto escuro, as galáxias são os habitats das estrelas. Ali, elas também se reúnem aos milhões, bilhões, ou até trilhões de sóis. Apenas em nossa galáxia há cerca de 200 bilhões de estrelas, ou sóis.
Nascimento de uma estrela e suas implicações
Essa gigantesca estrutura é composta por densas cortinas de poeira e gás que servem como “chocadeiras” para novas estrelas. Um verdadeiro berçário para novos sóis localizado a 7 mil anos-luz da Terra.
Sua composição é basicamente hidrogênio e hélio: os dois elementos mais simples, leves e abundantes do universo, que foram formados no Big Bang. Aliás, todo o hidrogênio presente no universo é proveniente desse evento chamado A Grande Explosão, ou Big Bang.
Dentro de uma nebulosa, concentrações de gás e poeira formam pequenas nuvens no decorrer de milhões de anos, que são unidas por uma força que age em todo o Cosmos: a gravidade. É ela que dá vida a uma estrela, como também se incumbe de destruí-la.
Pensando objetivamente em sistemas solares, quando a gravidade atua (e ela não se cansa em momento algum), o que ela produz de mais básico é uma estrela. Portanto, podemos dizer que elas podem ser consideradas como "a unidade básica" gerada quando a gravidade une massas.
Para formar um sistema solar como o nosso, com uma estrela de 1.5 milhão de km de diâmetro, é preciso 100 vezes mais massa do que a quantidade atual de nosso Sistema Solar.
Ainda, há uma subdivisão em cada letra, iniciando de 0 para as mais quentes e 9 para as mais frias. Ou seja, as mais quentes são classificadas como "O0", enquanto que as mais frias como M9.
Termômetro estelar
Podemos aferir a temperatura de uma estrela através de sua cor. As mais quentes são azuis, enquanto as mais frias são vermelhas.
Nosso Sol, por exemplo: Quando ele está próximo ao horizonte, a quantidade de atmosfera que há entre a estrela e o observador faz a cor azul se espalhar, fazendo o Sol parecer avermelhado. Conforme vai se aproximando do meio-dia, e, portanto, "mais alto", ele vai ficando amarelo, lentamente se aproximando de sua cor original, o branco.
Perceba que tudo depende da composição e da quantidade de atmosfera que há entre a estrela e o observador.
Então a cor que devemos levar em consideração é a original, sem interferência de nossa atmosfera. Portanto, o nosso Sol é branco. E pela escala de cores acima, podemos constatar que nossa estrela está na faixa entre 5 mil e 6 mil Kevin, certo? Ok. Sua temperatura é de 5.788 K (ou 5.504 °C), de acordo com a NASA.
Da mais fria para a mais quente
Nascimento de uma estrela e suas implicações
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| A imagem mostra os Pilares da Criação, localizado dentro da Nebulosa da Águia, que é uma entre bilhões de outras nebulosas espalhadas pelo Universo. |
Sua composição é basicamente hidrogênio e hélio: os dois elementos mais simples, leves e abundantes do universo, que foram formados no Big Bang. Aliás, todo o hidrogênio presente no universo é proveniente desse evento chamado A Grande Explosão, ou Big Bang.
Dentro de uma nebulosa, concentrações de gás e poeira formam pequenas nuvens no decorrer de milhões de anos, que são unidas por uma força que age em todo o Cosmos: a gravidade. É ela que dá vida a uma estrela, como também se incumbe de destruí-la.
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Pensando objetivamente em sistemas solares, quando a gravidade atua (e ela não se cansa em momento algum), o que ela produz de mais básico é uma estrela. Portanto, podemos dizer que elas podem ser consideradas como "a unidade básica" gerada quando a gravidade une massas.
Para formar um sistema solar como o nosso, com uma estrela de 1.5 milhão de km de diâmetro, é preciso 100 vezes mais massa do que a quantidade atual de nosso Sistema Solar.
Quando as nuvens de poeira e gás se formam, elas são muito frias, com centenas de graus negativos. Mas o calor começa a aumentar a medida que a gravidade a comprime.
Tudo o que sofre compressão tende a esquentar. Assim, com o passar de milhões de anos, a nuvem, antes fria, toma forma de um disco cada vez mais quente que rotaciona. A gravidade atua de fora para dentro, sendo que no centro o calor é bem mais intenso, transformando a parte central em uma esfera, onde o calor chega a incríveis 2 milhões de graus. Nesse cenário, temos um disco de poeira e gás rotacionando ao redor da esfera. Esse sistema emergente tem o nome de protoestrela.
Após cerca de 10 milhões de anos, o centro está tão comprimido pela gravidade que está fervilhando a mais ou menos 18 milhões de graus. É nesse ponto que o centro está tão quente que consegue suportar a fusão termonuclear. O calor é tão intenso que átomos pequenos viram átomos maiores. Ou seja, átomos de hidrogênio (o principal elemento em uma estrela) estão tão excitados que se chocam, formando átomos de hélio e liberando luz e calor.
A Vida na Sequencia Principal
O calor gerado pela gravidade faz com que os elementos presentes na estrela se movam e colidam um contra o outro. Essa colisão produz pressão que sustenta a estrela contra a gravidade. Quando a pressão nuclear se iguala à da gravidade, a estrela, então, pode queimar tranquilamente até que haja outra mudança no meio. É a partir desse momento que a estrela entra no período chamado de sequencia principal. É a fase quando a estrela emite uma quantidade relativamente constante de energia.
Nosso Sol está nessa fase, que vai durar mais alguns bilhões de anos. É esse período que torna a vida ao redor de uma estrela possível.
Sua Classificação
As estrelas são agrupadas com base em suas características principais, que podem ser sua cor, temperatura, tamanho e brilho. Mas o mais utilizado é o método baseado na temperatura de sua atmosfera (MK - Morgan Keenan), utilizando as letras O, B, A, F, G, K, M, sendo que estrelas classificadas como tipo "O" são as mais quentes, enquanto que as classificadas como tipo "M" são as mais frias. Diante dessa sopa de letras, surgiu até uma frase que nos ajuda a gravar essa sequência: "Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me", que significa: "Oh, seja uma boa garota/garoto, me beije" [Tenho quase certeza que agora ficou mais fácil]
Tudo o que sofre compressão tende a esquentar. Assim, com o passar de milhões de anos, a nuvem, antes fria, toma forma de um disco cada vez mais quente que rotaciona. A gravidade atua de fora para dentro, sendo que no centro o calor é bem mais intenso, transformando a parte central em uma esfera, onde o calor chega a incríveis 2 milhões de graus. Nesse cenário, temos um disco de poeira e gás rotacionando ao redor da esfera. Esse sistema emergente tem o nome de protoestrela.
Após cerca de 10 milhões de anos, o centro está tão comprimido pela gravidade que está fervilhando a mais ou menos 18 milhões de graus. É nesse ponto que o centro está tão quente que consegue suportar a fusão termonuclear. O calor é tão intenso que átomos pequenos viram átomos maiores. Ou seja, átomos de hidrogênio (o principal elemento em uma estrela) estão tão excitados que se chocam, formando átomos de hélio e liberando luz e calor.
A Vida na Sequencia Principal
O calor gerado pela gravidade faz com que os elementos presentes na estrela se movam e colidam um contra o outro. Essa colisão produz pressão que sustenta a estrela contra a gravidade. Quando a pressão nuclear se iguala à da gravidade, a estrela, então, pode queimar tranquilamente até que haja outra mudança no meio. É a partir desse momento que a estrela entra no período chamado de sequencia principal. É a fase quando a estrela emite uma quantidade relativamente constante de energia.
Nosso Sol está nessa fase, que vai durar mais alguns bilhões de anos. É esse período que torna a vida ao redor de uma estrela possível.
Sua Classificação
As estrelas são agrupadas com base em suas características principais, que podem ser sua cor, temperatura, tamanho e brilho. Mas o mais utilizado é o método baseado na temperatura de sua atmosfera (MK - Morgan Keenan), utilizando as letras O, B, A, F, G, K, M, sendo que estrelas classificadas como tipo "O" são as mais quentes, enquanto que as classificadas como tipo "M" são as mais frias. Diante dessa sopa de letras, surgiu até uma frase que nos ajuda a gravar essa sequência: "Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me", que significa: "Oh, seja uma boa garota/garoto, me beije" [Tenho quase certeza que agora ficou mais fácil]
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| Ilustração do diagrama espectral de Morgan-Keenan, apresentando a diferença entre a sequência principal das estrelas |
Ainda, há uma subdivisão em cada letra, iniciando de 0 para as mais quentes e 9 para as mais frias. Ou seja, as mais quentes são classificadas como "O0", enquanto que as mais frias como M9.
Termômetro estelar
Podemos aferir a temperatura de uma estrela através de sua cor. As mais quentes são azuis, enquanto as mais frias são vermelhas.
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Perceba que tudo depende da composição e da quantidade de atmosfera que há entre a estrela e o observador.
Então a cor que devemos levar em consideração é a original, sem interferência de nossa atmosfera. Portanto, o nosso Sol é branco. E pela escala de cores acima, podemos constatar que nossa estrela está na faixa entre 5 mil e 6 mil Kevin, certo? Ok. Sua temperatura é de 5.788 K (ou 5.504 °C), de acordo com a NASA.
Da mais fria para a mais quente
A cor de uma estrela nos conta muita coisa sobre seu futuro.
Estrelas vermelhas – Possuem temperatura superficial entre 3.000°C;
Estrelas laranjas – Na superfície, sua temperatura está entre 4.000°C;
Estrelas amarelas – Temperatura superficial de mais ou menos 6.000°C;
Estrelas brancas – Em torno de 11.000°C na sua superfície;
Estrelas azuis – Possuem temperatura superficial em torno de 25.000°C.
No céu noturno quase que não conseguimos ver as estrelas mais frias, pelo fato delas serem muito fracas. Assim, fica a cargo das raras e brilhantes aparecerem quando é noite.
Calculando o Tempo de Vida
Estrelas vermelhas – Possuem temperatura superficial entre 3.000°C;
Estrelas laranjas – Na superfície, sua temperatura está entre 4.000°C;
Estrelas amarelas – Temperatura superficial de mais ou menos 6.000°C;
Estrelas brancas – Em torno de 11.000°C na sua superfície;
Estrelas azuis – Possuem temperatura superficial em torno de 25.000°C.
No céu noturno quase que não conseguimos ver as estrelas mais frias, pelo fato delas serem muito fracas. Assim, fica a cargo das raras e brilhantes aparecerem quando é noite.
Calculando o Tempo de Vida
Vamos nos voltar para a quantidade de massa acumulada até o início da sequencia principal novamente. Como já falamos, além de nos dizer a temperatura da estrela, a massa também nos diz quanto tempo esse sol viverá.
Agora você pode estar pensando que isso é um tanto óbvio.
Mas não é bem assim: estrela maiores tem uma vida muito mais curta do que estrela menores. Isso pode até soar estranho. Afinal, com mais combustível para queimar, deveriam viver mais.
Porém, estrelas com massa maior colocam mais combustível para ser queimado ao mesmo tempo. Quanto mais massa, maior a temperatura, maior a pressão e, consequentemente, maior é a taxa de fusão no interior estelar. Portanto, tudo é muito mais rápido quando se tem mais a massa concentrada.
Podemos dizer que estrelas massivas "vivem intensamente", enquanto estrelas com pouca massa tem uma vida pacata, tímida e apagada.
Uma estrela 10 vezes mais maciça que nosso Sol viverá em torno de 1/1000 (1 milésimo) do tempo de vida. Se a vida estimada do Sol é de 10 bilhões de anos, a estrela maciça terá uma expectativa de vida de até 10 milhões de anos.
Estrelas com massa mais modesta que nosso Sol, como Proxima Centauri (a estrela mais próxima de nosso Sol), pode viver timidamente por incríveis dezenas de bilhões ou até trilhões de anos!
Mas uma coisa é certa e a regra é para todas as estrelas: a vida na sequência principal não dura para sempre. Até as anãs vermelhas um dia ficarão sem combustível. Não importa quanto tempo necessite.
Quando o combustível termina, a fusão termina e gravidade que comprime a massa da estrela.
Calculando Como as Estrelas Morrerão
Mais uma vez, vamos apelar à quantidade de massa para saber como a morte da estrela se dará.
Em geral, estrelas dão seu adeus em explosões violentas.
Agora você pode estar pensando que isso é um tanto óbvio.
Mas não é bem assim: estrela maiores tem uma vida muito mais curta do que estrela menores. Isso pode até soar estranho. Afinal, com mais combustível para queimar, deveriam viver mais.
Porém, estrelas com massa maior colocam mais combustível para ser queimado ao mesmo tempo. Quanto mais massa, maior a temperatura, maior a pressão e, consequentemente, maior é a taxa de fusão no interior estelar. Portanto, tudo é muito mais rápido quando se tem mais a massa concentrada.
Podemos dizer que estrelas massivas "vivem intensamente", enquanto estrelas com pouca massa tem uma vida pacata, tímida e apagada.
Uma estrela 10 vezes mais maciça que nosso Sol viverá em torno de 1/1000 (1 milésimo) do tempo de vida. Se a vida estimada do Sol é de 10 bilhões de anos, a estrela maciça terá uma expectativa de vida de até 10 milhões de anos.
Estrelas com massa mais modesta que nosso Sol, como Proxima Centauri (a estrela mais próxima de nosso Sol), pode viver timidamente por incríveis dezenas de bilhões ou até trilhões de anos!
Mas uma coisa é certa e a regra é para todas as estrelas: a vida na sequência principal não dura para sempre. Até as anãs vermelhas um dia ficarão sem combustível. Não importa quanto tempo necessite.
Quando o combustível termina, a fusão termina e gravidade que comprime a massa da estrela.
Calculando Como as Estrelas Morrerão
Mais uma vez, vamos apelar à quantidade de massa para saber como a morte da estrela se dará.
Em geral, estrelas dão seu adeus em explosões violentas.
Enquanto as estrelas menos massivas estão destinadas a desaparecer vagarosamente, as mais massivas tem um fim incrível e terrível.
Nosso Sol está no meio termo. Há 5 bilhões de anos - desde que entrou em sua sequencia principal - nossa estrela vem queimando "tranquilamente" seu hidrogênio. Em mais 5 bilhões de anos ele também chegará a esta encruzilhada.
Com seu estoque de combustível principal exaurido, a fusão de hidrogênio vai parar e a gravidade vai iniciar sua investida final. A partir daí, tudo acontece muito mais rápido do que tudo o que já aconteceu em seu período de vida.
Nosso Sol está no meio termo. Há 5 bilhões de anos - desde que entrou em sua sequencia principal - nossa estrela vem queimando "tranquilamente" seu hidrogênio. Em mais 5 bilhões de anos ele também chegará a esta encruzilhada.
Com seu estoque de combustível principal exaurido, a fusão de hidrogênio vai parar e a gravidade vai iniciar sua investida final. A partir daí, tudo acontece muito mais rápido do que tudo o que já aconteceu em seu período de vida.
Mesmo sem o hidrogênio, a estrela consegue continuar a fusão. Para isso, ela vai queimar hélio, que é o resíduo de bilhões de anos da fusão do hidrogênio. Em outras palavras, a única alternativa da estrela é utilizar as "cinzas" do hidrogênio para ter uma sobrevida.
Mas para isso seu núcleo precisa estar a uma temperatura muito maior - cerca de 10 vezes mais quente em relação ao tempo que queimava hidrogênio - pois os núcleos atômicos do hélio se aproximam um do outro com mais dificuldade do que os núcleos atômicos do hidrogênio.
Ela só conseguirá fundir hélio em elementos mais pesados, como carbono e oxigênio, se seu centro estiver a tremendos 180 milhões de graus. Então a pressão da gravidade sobre o núcleo se torna fundamental. O hélio que levou 10 bilhões de anos para se acumular, como produto da queima do hidrogênio, agora é queimado em apenas 100 milhões de anos.
Nesse período de queima do hélio, a estrela começa a inflar, expandir suas camadas externas por causa do calor angustiante. As camadas exteriores estão tão distantes do núcleo que elas começam a se desprender da estrela e evaporam no meio interestelar, causando o efeito de nebulosa planetária.
Daí para frente, tudo começa a acontecer cada vez mais rápido. Assim que o hélio termina, a estrela busca, então, o resíduo da queima do hélio: carbono. A medida que o carbono é exaurido, outros elementos cada vez mais pesados são criados a partir da fusão nuclear, até que a estrela tenta fundir ferro. Mas elas não tem pressão suficiente para tal feito. É nesse momento que a estrela sucumbe definitivamente, entregando seus pontos.
A partir daqui iremos apresentar em capítulos os caminhos pelos quais uma estrela se converte em objetos bizarros, quer sejam anãs brancas (1), estrelas de nêutrons (2) ou em buracos negros (3).
Venha com a gente!
Mas para isso seu núcleo precisa estar a uma temperatura muito maior - cerca de 10 vezes mais quente em relação ao tempo que queimava hidrogênio - pois os núcleos atômicos do hélio se aproximam um do outro com mais dificuldade do que os núcleos atômicos do hidrogênio.
Ela só conseguirá fundir hélio em elementos mais pesados, como carbono e oxigênio, se seu centro estiver a tremendos 180 milhões de graus. Então a pressão da gravidade sobre o núcleo se torna fundamental. O hélio que levou 10 bilhões de anos para se acumular, como produto da queima do hidrogênio, agora é queimado em apenas 100 milhões de anos.
Nesse período de queima do hélio, a estrela começa a inflar, expandir suas camadas externas por causa do calor angustiante. As camadas exteriores estão tão distantes do núcleo que elas começam a se desprender da estrela e evaporam no meio interestelar, causando o efeito de nebulosa planetária.
Daí para frente, tudo começa a acontecer cada vez mais rápido. Assim que o hélio termina, a estrela busca, então, o resíduo da queima do hélio: carbono. A medida que o carbono é exaurido, outros elementos cada vez mais pesados são criados a partir da fusão nuclear, até que a estrela tenta fundir ferro. Mas elas não tem pressão suficiente para tal feito. É nesse momento que a estrela sucumbe definitivamente, entregando seus pontos.
A partir daqui iremos apresentar em capítulos os caminhos pelos quais uma estrela se converte em objetos bizarros, quer sejam anãs brancas (1), estrelas de nêutrons (2) ou em buracos negros (3).
Venha com a gente!
[Edição desse capítulo: @difurlan1]
Responsáveis pela série Estrelas
@difurlan1
@jonathantorres19
@mari64411
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