Se Da Massa Interestelar Originou

Se da massa interestelar originou-se uma estrela sol, então é factível falar de ciclos da vida desse astro; podemos distinguir uma infância, maturidade e final... Enquanto vive, mantém-se ignição transformando continuamente hidrógeno em helio. A pressão expansiva resultante mantém a estrela dentro de um volume constante como vemos ao Sol, apesar da imensa atração gravitacional que tende a achatar a estrela a cada vez mais. É um equilíbrio que se armoniza entre a gravidade que pressiona para adentro e as pressões que se geram para afora produzidas pelas reações nucleares. Mas não todas as estrelas evoluem do mesmo modo. Uma vez mais é a massa da estrela a determinante nas mudanças que estas experimentam em suas diferentes etapas de vida. ESTRELAS DE MASSA INTERMEDIA. O Sol encontra-se dentro desta divisão. São estrelas que durante a fase da sequência principal transmutan hidrógeno em helio em seu núcleo central, mas o primeiro, em milhões de anos, se vai esgotando até chegar a um instante em que as fusões são insuficientes para gerar as pressões necessárias para equilibrar a gravidade. Assim, o centro da estrela se começa a contrair até se aquecer o suficiente como pára que o helio entre em fusão e se vá convertendo em carbono. O remanente de hidrógeno se aloja como uma cáscara se queimando e transmutándose em helio e as capas exteriores da estrela se vêem obrigadas a expandirse. Essa expansão converte à estrela numa «gigante vermelha» mais brilhante e fria que em sua etapa na sequência principal. Durante a fase de gigante vermelha, uma estrela perde muitas de suas capas exteriores as quais são eyectadas para o espaço interestelar pela radiación que emana desde o centro dela. Eventualmente, as estrelas mais em massa deste tipo conseguem acender o carbono para que se transmute em elementos mais pesados, mas a generalidad é que se apague todo tipo de fusão e a estrela se derrube para seu interior devido à incontrarrestabilidad de que começam a gozar as pressões gravitatorias se transformando a estrela numa «anã branca» degenerada. ESTRELAS DE MASSA PEQUENA. São uma raça de estrela de longa vida. Nossos conhecimentos sobre a evolução delas é puramente teórico, já que sua etapa na sequência principal tem uma duração maior que a actual idade do universo; em consequência, como é óbvio, nunca se pôde observar o comportamento evolutivo de estrelas com esta magnitude de massa. Os astrofísicos consideram que deveriam ter uma evolução muito semelhante às estrelas de massa intermedia, excepto que nunca poderiam atingir em seu interior uma temperatura suficiente como pára que o helio se acenda e entre em fusão. Os remanentes de hidrógeno acendido também se alojarían numa cáscara até se esgotar totalmente. Então a estrela se enfriaría acabando após uns 1.000.000.000.000 de anos numa «anã negra».

ESTRELAS DE MASSA MAIOR. São estrelas em rápida combustión. As estrelas quentes, brilhantes v azuis de ao menos seis massas solares traçam uma rápida e vistosa carreira através do tempo. A curta extensão de suas vidas faz estranhas às grandes estrelas, pois só aquelas formadas nos últimos 30 milhões de anos -e não todas elas- existem ainda. Sua juventude extrema também significa que ainda têm de se achar estrelas em massa cerca das estrelas com as que se formaram. As estrelas de pouca massa têm tempo de separar-se de seu cohorte original, mas as estrelas muito em massa não vivem o suficiente para fazer outro tanto, permanecendo nas chamadas associações que estão cobertas de pedaços soltos de gás e pó. Ao princípio passam rapidamente através de quase as mesmas fases que uma estrela de massa intermedia, mas as estrelas em massa têm núcleos tão quentes que transmutan hidrógeno em helio de uma maneira diferente, usando restos de carbono, nitrógeno e oxigénio. Uma vez que a estrela tenha esgotado o hidrógeno no núcleo e alojado o remanente deste como cáscaras, entra a uma fase que se conhece como de «supergigante vermelha». Após que seus núcleos se tenham convertido em helio, a enorme gravidade das estrelas permite continuar a fusão, convertendo helio em carbono, carbono em neón, neón em oxigénio, oxigénio em silicio, e finalmente silicio em ferro . Chegado a este ponto, devido a que o ferro não se fusiona, o núcleo de uma estrela em massa se colapsa rapidamente, até um «buraco negro» ou bem resultando numa explosão de «supernova» e se convertendo numa «estrela de neutrones». Como todo o que conhecemos na vida, todo ao final termina, como vimos as estrelas não estão alheio a isso. Quando já consumiu um dez por cento do hidrógeno, a estrela começa a mostrar os primeiros signos de velhice. Seu centro começa-se a contrair e seu exterior, a expandir. Com o último, o gás se enfría, perde algo de seu brilho e a estrela se converte numa gigante vermelha (recordemos que para estes casos o vermelho é sinónimo de corpo frio). Com o entendimento, o centro faz-se mais denso e os núcleos de helio agora se fundem formando carbono e outros núcleos mais pesados, até chegar ao ferro com seus vinte e seis protones e que não muda. Chegou-se ao final do drama. Na agonia observa-se que já não há então reacções nem libertação de energia, e nada compensa o empurre gravitacional que evite a contracção final. Se o cadáver estelar tem menos que 1,44 vezes a massa do Sol, os restos de ferro continuam se contraindo até enfriarse e ficar inerte rondando pelo espaço. A este fóssil conhecemo-lo como estrelas anãs brancas. Quando esta já consumiu todo o resto de combustível nuclear remanente do acto final, passa a ser um corpo invisível no espaço, uma anã negra. Agora, se os restos após o desplome como gigante vermelha supera 1,44 vezes a massa do Sol, a contracção continua para além da anã branca graças à gravidade, num processo acelerado que termina desenvolvendo uma monumental explosão, a supernova. Enormes quantidades de matéria incluídos elementos pesados que se formaram na etapa em que o centro da estrela se contraía são eyectados para o espaço exterior. Pensa-se que os restos fósseis de uma supernova é geralmente uma estrela de

neutrones. Um púlsar no centro da Nebulosa do Cangrejo hoje identificase com o núcleo da supernova de 1054. Mas algo mais fica por relatar na descrição do acto mortuorio das estrelas gigantes. Se após todo o drama ainda persiste uma massa da estrela por sobre duas a três vezes a do Sol, a contracção continua e continua se formando esse surpreendente objecto que é o «buraco negro», do qual nem a luz escapa. Podemos resumir que o destino final de uma estrela se guia pelo que se chama limite de Chandrasekhar de 1,44 M (1,44 massas solares). Após a fase de gigante vermelha, a maioria de estrelas ter-se-ão escolhido por embaixo deste limite, convertendo-se em anãs brancas. As estrelas que começam sua vida com ao redor de seis vezes a massa do Sol conservarão suficiente matéria em sua velhice para seguir acima do limite divisório. Ainda que seu destino ainda está em discussão, os astrofísicos sabem que ao menos algumas delas, demasiado em massa para passar tranquilamente sua senilibidad, morrem rápida e violentamente em espectaculares explosões conhecidas como supernovas. E daí passará com nosso Sol? Bom, correrá a mesma sorte. Nuns milhares de milhões de anos mais sua coberta gaseosa começar-se-á a expandir, até que os gases quentes nos envolvam, muito tempo depois que os gelos polares se derritieron e os oceanos se evaporaron. Em seu caminho para a gigante vermelha, enquanto o centro do Sol transforma-se numa provável anã branca, a vida no planeta, em sua forma actual já não será possível. É provável que, para então, a raça humana tenha assentado suas raízes em outro sistema planetario com outro sol, no qual, com absoluta segurança, o drama igual repetir-se-á. Nos capítulos seguintes, apresento uma astronecroscopia das diferentes alternativas finais da vida de uma estrela. Neles, tratarei de fazer uma descrição astrofísica que permita ao leitor obter a máxima informação sobre os fenómenos que se desenvolvem no pós-mortis estelar.

Anã negra Uma estrela anã negra é um objeto astronômico hipotético: uma anã branca tão velha que esfriou o suficiente para não mais emitir luz. Para a idade do universo estimada atualmente em 13,7 bilhões de anos, não se espera que nenhuma anã branca tenha tido tempo suficiente para esfriar a tal ponto.

Evolução Uma estrela anã branca é o que sobra de uma estrela de 8 a 10 massas solares depois de ter queimado todo o seu hidrogênio e hélio em elementos mais pesados como carbono, oxigênio, e nitrogênio, não podendo levar adiante qualquer fusão nuclear de seus sub-produtos. Ela então começa a esfriar com a emissão de radiação térmica.

Mesmo se estrelas anãs negras existissem, elas seriam extremamente difíceis de serem detectadas, desde que, por definição, elas emitiriam pouquíssima radiação, pois sua temperatura superficial estaria não muito acima da temperatura da radiação de fundo do universo (~ 3 K). Seriam apenas detectáveis indiretamente, através de sua influência gravitacional sobre objetos próximos.

Ambas, as anãs negras e as anãs brancas, são estrelas degeneradas.

Nenhuma relação com "anãs marrons" Anãs negras não devem ser confundidas com anãs marrons, as quais são formadas quando uma nuvem de gás contrai para formar uma estrela, mas não possui massa suficiente para iniciar e manter o processo de fusão nuclear do hidrogênio. "Anãs marrons" chegaram a serer chamadas algumas vezes de "anãs negras" nos anos de 1960. Tão pouco, deve-se confundir anãs negras com buracos negros ou estrelas de nêutrons, apesar de ambos serem resultado do processo de esfriamento de estrelas, porém mais massivas que 10 massas solares. Podemos resumir que o destino final de uma estrela se guia pelo que se chama limite de Chandrasekhar de 1,44 M (1,44 massas solares). Após a fase de gigante vermelha, a maioria de estrelas ter-se-ão escolhido por embaixo deste limite, convertendo-se em anãs brancas. As estrelas que começam sua vida com ao redor de seis vezes a massa do Sol conservarão suficiente matéria em sua velhice para seguir acima do limite divisório. Ainda que seu destino ainda está em discussão, os astrofísicos sabem que ao menos algumas delas, demasiado em massa para passar tranquilamente sua senilibidad, morrem rápida e violentamente em espectaculares explosões conhecidas como supernovas. E daí passará com nosso Sol? Bom, correrá a mesma sorte. Nuns milhares de milhões de anos mais sua coberta gaseosa começar-se-á a expandir, até que os gases quentes nos envolvam, muito tempo depois que os gelos polares se derritieron e os oceanos se evaporaron. Em seu caminho para a gigante vermelha, enquanto o centro do Sol transforma-se numa provável anã branca, a vida no planeta, em sua forma actual já não será possível. É provável que, para então, a raça humana tenha assentado suas raízes em outro sistema planetario com outro sol, no qual, com absoluta segurança, o drama igual repetir-se-á. Nos capítulos seguintes, apresento uma astronecroscopia das diferentes alternativas finais da vida de uma estrela. Neles, tratarei de fazer uma descrição astrofísica que permita ao leitor obter a máxima informação sobre os fenómenos que se desenvolvem no pós-mortis estelar.