A partir do momento que a estrela deixa a sequência principal, é sinal que ela está entrando na sua ―3ª idade‖. Ela tem, comparativamente, pouco tempo de vida. Agora, não resta muito combustível nuclear. Agora tudo que a estrela pode fazer é queimar o Hélio que ainda lhe sobrou, e proceder a fusão paulatina de todos os elementos produzidos, passo a passo, até o Níquel e o Ferro. A cada passo, maiores densidades e temperaturas centrais são requeridas e o restante do combustível nuclear é queimado de forma cada vez mais rápida.
O que irá acontecer com uma estrela da sequência principal após esgotar todo o seu Hidrogênio central, dependerá da massa que ela tiver. De maneira geral, as estrelas evoluem tanto mais rapidamente quanto maior for a sua massa. As estrelas de massa menor que o Sol levam muito tempo para fazer isto, mais do que os 10 bilhões de anos, que é a idade da Galáxia. Sobre estas estrelas, só podemos tentar predizer o seu futuro, já que todas elas, mesmo as que nasceram nos primórdios da vida da Galáxia, ainda se mantém na sequência principal. As estrelas de massa maior que o Sol, no entanto, evoluem mais rapidamente. Depois que a estrela consome todo o seu suprimento de Hidrogênio central, ela deixa a sequência principal e começa a se mover, no diagrama HR, em direção à região das estrelas gigantes vermelhas. A região central agora é constituída quase que inteiramente de Hélio e não produz mais energia alguma. No entanto a estrela continua irradiando energia pela sua superfície. A maior parte desta energia está acumulada na região central, o caroço da estrela. Ele perde energia, esfria-se e começa a se contrair, aumentando a sua temperatura e densidade e liberando energia gravitacional, parte da qual irá se converter em calor no resto da estrela.
Duas coisas então devem acontecer. Primeiro, o Hidrogênio que está logo acima do caroço central de Hélio vai começar a queimar. Forma-se uma camada de queima de Hidrogênio e esta queima, formando mais Helio, irá progressivamente aumentar o tamanho e a massa do caroço de central de Hélio. Segundo, a outra parte da energia gravitacional liberada, além da energia nuclear produzida na camada de queima do Hidrogênio, irá aquecer as partes externas da estrela - a sua envoltória – a qual começará a se expandir em tamanho e a aumentar o seu brilho e, nesta situação se torna, de fato, uma gigante vermelha.
GIGANTES VERMELHAS E ANÃS BRANCAS
Vamos começar considerando as estrelas de massa menor que 2 massas solares. Elas terminam sua vida como anãs brancas. Durante sua fase gigante vermelha, estas estrelas continuam a contrair o seu caroço central até que a sua temperatura e densidade sejam suficientemente altas para iniciar a conversão do Hélio em Carbono. Enquanto isto não acontece, a gigante vermelha continua a aumentar o seu brilho. No diagrama HR ela segue uma trajetória praticamente vertical. A ignição do Hélio ocorre quando a temperatura central chega aos 100 milhões de graus (108 K). Ela acontece de repente: é o chamado flash do Hélio. O caroço central se expande subitamente e a luminosidade da estrela diminui até se estabilizar várias ordens de grandeza abaixo, enquanto o Hélio passa a ser queimado de maneira quiescente. Nesta fase, ou mesmo antes do flash do Hélio, as estrelas produzem ventos intensos e perdem boa parte de suas envoltórias, deixando expostos seus caroços brilhantes. Quando o Hélio central é esgotado acaba a produção de energia nuclear e o caroço se contrai até se tornar uma anã branca. Neste ponto a estrela é constituída por uma envoltória de material ejetado, chamada nebulosa planetária e, mais ou menos no centro da nebulosa, uma estrela anã branca, de tamanho comparável ao da Terra, esfriando lentamente.
Acredita-se que o nosso Sol siga este destino, dentro de uns 5 bilhões de anos, ele também irá se tornar uma anã branca. Apenas uma luz pálida irá brilhar no nosso gelado planeta, por vários bilhões de anos mais.
AS SUPERNOVAS
Vamos, agora, considerar o caso das estrelas de maiores massas, situadas na parte superior da sequência principal.
Elas rapidamente liquidam com o seu reservatório central de Hidrogênio e deixam a sequência principal em poucas dezenas de milhões de anos. Então, elas se tornam gigantes vermelhas monstruosamente grandes (chamadas de Super-Gigantes vermelhas), com o caroço de Hélio rodeado por uma camada onde queima o Hidrogênio. À medida que o caroço se contrai, o Hélio começa a queimar, transformando-se em Carbono e Oxigênio. Logo a estrela passa a ter um caroço inerte de Carbono e Oxigênio, rodeado por uma camada de queima de Hélio, que por sua vez é rodeada por uma camada de queima de Hidrogênio.
Passando o estágio de gigante vermelha, a estrela torna-se ainda mais luminosa, sofrendo agora de episódios de pulsação e de ejeção de gás a altas velocidades. Neste estágio, estas estrelas são por vezes denominadas estrelas Wolf-Rayet.
O caroço inerte de Carbono e Oxigênio passa então a se contrair na busca de novas fontes de energia nuclear. Quando a temperatura central atinge a casa dos 3 bilhões de graus e a densidade se aproxima dos milhões de gramas/cm3, o Carbono e o Oxigênio passam a queimar progressivamente em Neônio,
Magnésio, Silício, Fósforo, Enxofre, e assim por diante, até o Níquel e o Ferro. No entanto, a energia nuclear liberada por esta multitude de reações é comparativamente pequena e é logo irradiada pela superfície da estrela. Durante este estágio da estrela ocorrem outras perdas de energia, além daquela na forma de radiação eletromagnética.
Hordas de neutrinos, produzidos nas próprias reações nucleares, e também pelo gás que se encontra a altíssimas temperaturas, propagam-se pela estrela livremente, sem nenhuma interação com a matéria. A luminosidade em neutrinos produzidos no interior do caroço aumenta tanto que chega a exceder a luminosidade da estrela na forma de radiação. Chegado este ponto, a única reserva de energia que sobra para a estrela é sua energia gravitacional. Para compensar as perdas cada vez maiores de energia, o caroço acaba por se contrair cada vez mais rápido, para produzir mais energia. A densidade e temperaturas centrais vão aos píncaros e aí acontece o pior: o caroço começa a perder mais energia porque passa a produzir os elementos mais pesados que o Ferro, pois estes absorvem energia no processo de sua obtenção. Lembram do gráfico da energia de energia de ligação?
A estrela está, agora, a uns poucos segundos de sua morte. As densidades são tão altas que os neutrinos já não conseguem escapar facilmente. Eles transportam energia do caroço para a envoltória que se aquece cada vez mais, até ao ponto em que reações nucleares começam a ocorrer no próprio manto estelar. O caroço em contração livre colapsa inteiramente, provocando a fissão de todos os elementos pesados, que se desintegram de volta em núcleos de Hélio. O vento de neutrinos se intensifica e se torna uma onda de choque que varre o manto estelar, explodindo no espaço. Nos últimos momentos do caroço em implosão, os próprios núcleos de Hélio são desintegrados em prótons e nêutrons: agora, quase toda a energia que a estrela guardou durante os anos que esteve na sequência principal acabam por ser liberados. O caroço encontra esta energia através de um colapso ainda mais catastrófico. Os elétrons são espremidos contra os prótons e, juntos, transmutam-se em nêutrons (Esta reação é chamada decaimento beta-iuverso, porque é o inverso do decaimento beta discutido anteriormente). O caroço colapsado, desvestido do seu manto explodido, emerge agora como uma estrela de nêutrons girando rapidamente.
A explosão, causada pela energia liberada na implosão do caroço e pela explosão do manto, resulta numa Supernova: por um curto período de tempo ela torna-se tão brilhante quanto todas as estrelas da Galáxia brilhando juntas. Se uma Supernova ocorresse a uma distância equivalente a Alfa Centauro, ela brilharia nos céus da Terra tanto quanto o Sol. Neste processo são criados os demais elementos presentes na tabela periódica, apesar deles, aparentemente, não serem a totalidade dos constituintes do universo, como veremos na próxima aula, eles representam tudo o que constitui a nossa existência como seres vivos, alem de formarem este planeta. Por isso se diz, e você já deve ter ouvido isso, que somos feitos de poeira das estrelas. O material lançado pela Supernova preenche o espaço em volta e pode se juntar a nuvens de gás próximas onde poderá formar novas estrelas e talvez sistemas planetários.
AS ESTRELAS DE NÊUTRONS
Após a explosão em supernova da estrela maciça, os prótons e os elétrons do núcleo reagem formando nêutrons. O novo objeto chama-se Estrela de nêutrons. Tem um diâmetro em torno de 15 km e a massa é equivalente à massa do nosso Sol. A sua densidade é superior a um bilhão de toneladas por cm3. Por causa da sua densidade a estrela de nêutrons possui um campo gravitacional 300000 vezes superior ao da Terra. As estrela de nêutrons têm frequências de rotação muito elevadas: num segundo podem girar 30 vezes sobre o seu eixo. Algumas estrelas de nêutrons emitem ondas rádio e luz de uma maneira similar a um farol. Neste caso chamam-se pulsares e apenas podemos identificar os que enviam na direção da Terra a radiação radio e visível.
Os Pulsares possuem um poderoso campo magnético que capta as partículas carregadas e as acelera na direção do espaço como ondas rádio. A sua rápida rotação os torna poderosos geradores elétricos, capazes de acelerar partículas carregadas com potenciais de milhões de volts. O Pulsar do Caranguejo (figura abaixo) produz energia suficiente para iluminar a Nebulosa e expandi-la.
O período de rotação do Pulsar irá gradualmente aumentar porque este perde energia para a Nebulosa. Dez mil anos depois a velocidade angular será metade da inicial. Pela mesma razão a radiação emitida pela estrela será cada vez mais tênue e a Nebulosa desaparecerá ao fim de umas centenas de anos. Uma estrela de nêutrons tem um raio pouco maior que 10 km e densidade perto dos 1000 trilhões de gramas/cm3. Uma gotinha de matéria neutrônica pesaria na Terra milhões de toneladas. Uma estrela de nêutrons possui campos magnéticos de 1012 gauss - um trilhão de vezes mais intenso que o campo magnético da Terra - e começa sua vida girando rapidamente, a centenas de voltas por segundo. Ela é um pulsar. Das cinzas da estrela morta uma nova estrela nasce, uma estrela que envia através do espaço uma mensagem pulsada que chega aos confins da Galáxia. Por milhões de anos, pulsando cada vez mais lentamente, o pulsar irradia a sua energia rotacional.
As estrelas de nêutrons nunca têm massas maiores que 3 massas solares. Isto acontece porque a matéria neutrônica não é capaz de suportar forças gravitacionais produzidas por massas maiores que este valor. Por isso a implosão dos caroços centrais das estrelas de grande massa nem sempre resultam em estrelas de nêutrons. Se sua massa for maior que este valor crítico, a implosão continua até produzir um buraco negro. Não iremos discutir estes objetos tão intrigantes, apenas comentar que eles possuem campos gravitacionais extremamente intensos. O espaço-tempo no seu entorno é completamente encurvado e, Embora a matéria possa ser atraída por ele, dele nunca poderá escapar.
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