Evolução Final das Estrelas

O destino final das estrelas, depois de consumir todo o seu combustível nuclear, depende de duas coisas: primeiro, se a estrela é simples ou faz parte de um sistema binário ou múltiplo, e 60% das estrelas faz; e segundo, de sua massa inicial. Se a estrela faz parte de um sistema binário ou múltiplo, sua evolução depende tanto da massa quanto da separação entre as estrelas, que determinará quando na evolução as estrelas interagirão.

Simulação da evolução de uma estrela como o Sol, que passa para a fase de gigante, supergigante, ejeta uma nebulosa planetária e transforma-se em uma anã branca.

Esquema de evolução estelar, não em escala, para massas diferentes.

50 novas Anãs-Marrons descobertas na Nuvem de Órion pelo Telescópio Espacial.

Quando as estrelas transformam o hélio nuclear em carbono, elas saem do ramo das gigantes e passam para o ramo horizontal. Quando o hélio nuclear foi todo transformado em carbono, e parte em oxigênio, as estrelas entram no ramo das supergigantes, chamado também de Ramo Assintótico das Gigantes (AGB).

Para as estrelas ainda mais massivas, a fase de gigante e supergigante são contíguas, sem nenhum evento que marque o início da queima de hélio, do carbono, do oxigênio, do neônio, do magnésio, do silício, e assim sucessivamente, até transformar o núcleo em ferro. Quando o núcleo chega a ferro, não há mais como extrair energia através de reações de fusão nuclear, e a estrela colapsa, ejetando a maior parte de sua massa como supernova. Mas este tipo de supernova, chamado de Supernova tipo II, ejeta menos de 0,1 M_Sol em Fe, já que o Fe nuclear se fotodesintegra. Se não houver disrupção total, o que resta será uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Imagem em raio X, em falsa cor, do remanescente da supernova observada em 1572 por Tycho Brahe. Esta imagem foi obtida pelo satélite Chandra. Em azul estão representados os raios-x de mais alta energia. O remanescente está a cerca de 7500 anos-luz, na constelação de Cassiopéia, e tem uma extensão de cerca de 20 anos-luz.

Na foto vemos Sírius A e, na ponta da flecha, Sírius B, com T_ef=24800K, P_orbital=50,1 anos, 9 magnitudes mais fraca que Sírius A e sempre mais próxima que 11,5 segundos de arco.

Nebulosa Planetária NGC3132, fotografada pelo Telescópio Espacial Hubble. Existem aproximadamente 10 000 nebulosas planetárias em nossa galáxia. A nebulosidade permanece visível por aproximadamente 10 000 anos após sua ejeção pela estrela, no ramo gigante assintótico. O termo nebulosa planetária foi dado porque algumas se parecem com o planeta Urano, quando olhadas através de um telescópio pequeno.

Seqüência de fotos do pulsar da Nebulosa do Caranguejo.

Simulação da aproximação a um pulsar, mostrando o feixe de luz orientando com os pólos magnéticos.

Simulação da explosão de uma estrela massiva ao atingir o estágio de supernova. Animação de NASA/CXC/D.Berry & A.Hobart. A segunda imagem mostra as imagens em raio-X obtidas pelo satélite Chandra da Nebulosa do Caranguejo.

Se a estrela iniciar sua vida com massa entre 25 e 100 M_Sol, após a fase de supernova restará um buraco negro, com massa da ordem de 6 M_Sol, e raio do horizonte de 18 km. O raio do horizonte, ou raio de Schwarzschild [Karl Schwarzschild (1873-1916)], é a distância ao buraco negro dentro da qual nem a luz escapa:  = . Para algumas estrelas massivas, os modelos de deflagração da explosão de supernova prevêem dispersão total da matéria.

A primeira imagem é uma composiçã de imagens infravermelho obtido pelo observatório espacial Spitzer (em vermelho), ótico pelo Telescópio Espacial Hubble (em amarelo), e no raio-X, pelo observatório espacial Chandra (em azul e verde). A segunda imagem, do Observatório Chandra de raio-X imageia os elementos Si, Ca e Fe na nebulosa em torno da supernova Cassiopeia A, que explodiu há 300 anos e está a 10 mil anos-luz de distância. Não existe registro histórico desta supernova, de modo que ela deve ter sido ocultada por poeira.

A supernova super-brilhante 2006gy foi causada pelo colapso de uma estrela massiva. Se a supernova fosse devido ao colapso de uma anã-branca, ela deveria ter sido 1000× mais brilhante em raio-X do que detectado pelo Chandra. Na imagem no ótico à esquerda, a fonte mais fraca é o núcleo da galáxia S0/Sa NGC 1260, a 238 milhões de anos-luz de nós. No raio-X, as duas fontes são parecidas. Cada imagem tem 2,5 segundos de arco. A energia emitida, 1×10⁵¹ ergs, corresponde a 22 M_Sol de ⁵⁶Ni.

A vida do Sol na seqüência principal está estimada em 10 a 11 bilhões de anos. Uma estrela de 0,1 massas solares levará 3 trilhões de anos para sair da seqüência principal. Quando as estrelas consomem o hidrogênio no núcleo, que corresponde a aproximadamente 10% da sua massa total (50 000 km no Sol), elas saem da seqüência principal.

Como a massa do Sol é 340 mil vezes a massa da Terra, quando ele chegar a fase de anã branca, com raio próximo ao raio da Terra, sua densidade será de várias toneladas por centímetro cúbico. Podemos comparar com a densidade dos elementos mais densos na Terra, como a platina, com 21 g/cm³, o ósmio e o irídio com 22,6 g/cm³. O princípio da incerteza, acoplado ao princípio da exclusão de Pauli, agirá como a força repulsiva que contrabalançará a atração da gravidade, impedindo que a anã branca colapse.

Se uma anã branca com massa superior a 0,8 M_Sol fizer parte de um sistema binário próximo, é possível que, quando a estrela companheira se expandir na fase de gigante ou supergigante, transfira parte de sua massa para a anã branca a tal ponto que a massa da anã branca ultrapasse a massa de Chandrasekhar. Neste caso a anã branca explodirá como supernova tipo Ia, e cerca de 0,6 M_Sol será ejetado ao meio interestelar na forma de Fe, produzido durante a explosão. Esta é a maior fonte de Fe conhecida.

Já estrelas com massas acima de 10 massas solares evoluem muito rapidamente: uma estrela de 30 massas solares sai da seqüência principal em 5 milhões de anos; uma estrela de 5 massas solares em 70 milhões de anos.

A ocorrência de colapsos violentos de estrelas massivas foi registrada pela primeira vez em 1054 d.C., pelos chineses, que observaram a explosão da estrela no centro da nebulosa do Caranguejo, sem saber que se tratava de um colapso. Muitos destes colapsos, que chamamos de supernovas, foram observadas em outras galáxias. A última observada a olho nu foi a SN1987A, na galáxia anã satélite de nossa galáxia, a Grande Nuvem de Magalhães.

A explosão de supernova ocorre porque, após a formação do núcleo de ferro, o núcleo colapsa violentamente em alguns segundos, sob o peso de sua própria atração gravitacional, sem ter outro combustível para liberar energia nuclear. As camadas superiores, contendo aproximadamente 90% da massa colapsam então sobre este núcleo, e após o comprimirem até o limite das leis físicas, são empurradas para fora com velocidades de milhares de quilômetros por segundo. Tanta energia é liberada em um colapso de supernova que ela brilha com a luminosidade de uma galáxia de 200 bilhões de estrelas.

Depois deste espetáculo, a supernova começa a esmaecer, deixando como resíduo, um núcleo extremamente compacto, uma estrela de nêutrons. Mesmo a pressão de degenerescência dos elétrons é muito pequena para parar o colapso no estágio de uma anã branca. Os elétrons livres são forçados para dentro do núcleons pelas imensas forças gravitacionais produzidas pelo colapso das camadas externas. Os nêutrons formam então um gás de nêutrons degenerados, que podem parar o colapso da supernova, se a massa inicial da estrela na seqüência principal for menor do que cerca de 25 massas solares. O diâmetro deste núcleo é de cerca de 10 km, e forma uma estrela de nêutrons, como a encontrada no centro da nebulosa do Caranguejo.

A primeira estrela de nêutrons foi detectada em 1967, quando a doutoranda da Universidade de Cambridge Jocelyn Bell Burnell (1943-), trabalhando em um experimento proposto por Antony Hewish (1924-), descobriu que certos sinais pulsados de rádio chegavam com enorme precisão a cada 1,33728 segundos, vindos da constelação de Vulpecula. A maioria dos astrônomos da época acreditava que estes pulsos eram devido a pulsações radiais de estrelas, mas Thomas Gold (1920-) calculou que pulsações deste tipo decairiam muito rapidamente, e sugeriu que os pulsares eram estrelas de nêutrons em rotação. Hewish recebeu o prêmio Nobel em 1974 pela descoberta dos pulsares. Mas a maioria das estrelas de nêutrons não são pulsares, pois sua emissão de rádio já terminou há muito tempo, pois sua vida média é de só 10 milhões de anos, a não ser que esteja em uma binária.

Combinação de três imagens da estrela de nêutrons RXJ185635-3754 observada pelo Telescópio Espacial Hubble em três data diferentes, mostrando que esta estrela de magnitude 26 localizada a 200 anos-luz na constelação de Corona Australis, se movimenta em relação às estrelas de fundo. O campo da imagem é de 8,8 segundos de arco de extensão. A explosão de supernova que gerou esta estrela de nêutrons ocorreu há um bilhão de anos, provavelmente de uma estrela companheira de Zeta Ophiucus.

Em 1938, Julius Robert Oppenheimer (1904-1967), que em 1941 lideraria o Projeto Manhattan para a construção da bomba atômica, e George Michael Volkoff (1914-2000) demonstravam que, teoricamente, as estrelas de nêutrons também tinham um massa máxima. Estrelas acima dessa massa se condensariam a uma singularidade, um buraco negro.

Desde 2001 estão disponíveis modelos teóricos de estrelas sem qualquer metal, que indicam que, por não terem metais, não formam grãos e portanto não têm perda de massa na seqüência principal de idade zero, e se formam com massa de até 1000 massas solares! Estas estrelas supermassivas evoluem rapidamente e, se não se tornam buracos negros mantendo toda a massa, poluem rapidamente o meio interestelar.

Os buracos negros massivos formados por estas estrelas, colidem e crescem, formando os buracos negros supermassivos detectados nos núcleos de galáxias.

Lóbulo de Roche de um sistema binário.

Meio Interestelar
Astronomia e Astrofísica