Detalhemos cada uma destas características, começando pela
luminosidade. Jean Perrin, um físico francês, mostrou em 1919
que, aplicando a famosa relação de Einstein que relaciona a
energia e a massa, se pode explicar a luminosidade e a duração de
vida do Sol, considerando a energia libertada pela fusão do
hidrogénio em hélio: E = 0.007 x Massa Solar x . O tempo
necessário para que todo o hidrogénio do Sol seja convertido em
hélio está estabelecido em 10 mil milhões de anos.
No que diz respeito à estrutura do Sol sabemos que, sem uma fonte
de energia interna, qualquer estrela colapsaria sobre ela mesma, sob o
efeito da sua própria gravitação. A radiação produz,
através das reacções nucleares, uma "pressão de radiação"
que se opõe à sua força de gravidade. Acaba por ser o
equilíbrio entre estas duas forças que determina o tamanho de
uma estrela.
Relativamente à evolução, durante a maior parte da vida de uma estrela (cerca de ), o hidrogénio que se encontra no seu centro fusiona para produzir hélio por meio da reacção ->. Esta reacção torna-se possível graças às temperaturas extremamente elevadas que reinam nas regiões interiores das estrelas: 15 milhões de graus Kelvin no centro. Esta fase denomina-se Sequência Principal - ver página 5 da edição de Janeiro de "O Observatório" - e o nosso Sol encontra-se sensivelmente a meio desta etapa.
Fig. 1 Imagem da nebulosa planetária NGC7027 obtida com o telescópio espacial Hubble.Quando a quase totalidade do hidrogénio do centro tiver sido convertido em hélio, a estrela deixa de poder produzir energia para contrabalançar o o colapso gravitacional. O centro da estrela contrai-se então, até que a temperatura suba o suficiente para possibilitar as reacções de fusão do hélio; estas produzirão outros elementos tais como o carbono, o azoto e o oxigénio. As camadas exteriores tornam-se instáveis sob o efeito desta nova libertação de energia e, como consequência, dilatam-se e arrefecem: a estrela transforma-se numa gigante vermelha. A temperatura central atinge então valores em torno dos 40 milhões de K, enquanto que na superfície é apenas de 3000 K, aproximadamente. Podemos acrescentar que o Sol atingirá este estádio dentro de cerca de 4,5 mil milhões de anos!
As fases que se seguem à Sequência Principal representam um
período muito curto da evolução estelar. São, no entanto,
extremamente importantes. É nomeadamente ao longo destas fases que
são produzidos e libertados para o meio interestelar os elementos
"pesados" (carbono, oxigénio, azoto, e também
flúor, sódio, magnésio ...) que participarão na formação
de outras novas estrelas, dos seus possíveis sistemas planetários
e... da vida nesses planetas! É neste sentido que se diz que
somos constituídos de "poeira de estrelas".
Estas fases são igualmente bastante mais complexas. Por exemplo, a
nucleossíntese não tem lugar apenas no núcleo estelar,
realizando-se também ao nível das camadas periféricas mais
interiores. Para além disso, esta nucleossíntese não acontece
somente por fusão de núcleos mas também por "captura de
neutrões" por elementos mais pesados que o oxigénio.
E é nestas fases que se dá um fenómeno bem particular: a perda
de massa. É que, embora as estrelas percam uma parte da sua massa no
decurso de toda a sua vida (um exemplo disso é o "vento solar"),
isto sucede a uma taxa relativamente desprezável. Mas durante o
estádio denominado Ramo Assimptótico das Gigantes (AGB, se
usarmos o acrónimo inglês) - caracterizado por um núcleo estelar
de carbono e oxigénio e pela fusão do hélio em camadas mais
externas - as estrelas perdem um milionésimo da sua massa por ano!
Este fenómeno é devido às pulsações da estrela. Com efeito,
as instabilidades nas camadas exteriores de uma estrela engendram
fases sucessivas de dilatação e de contracção da estrela em
escalas de tempo de algumas centenas de dias. Quando a amplitude destas pulsações é
suficientemente grande, as camadas mais exteriores podem desprender-se
da estrela e arrefecer até cerca de 1000 K, temperatura à qual se
podem formar grãos de poeira. A pressão de radiação exercida
sobre estes grãos impede a matéria de recair sobre a
estrela. Assim, pouco a pouco, forma-se um envelope circunstelar
de gás e poeira. Esta perda de massa prossegue
até que o núcleo esteja praticamente descoberto.
Neste ponto, a evolução torna-se extremamente rápida.
Decorrem apenas algumas centenas de anos até se formar uma nebulosa
planetária (ver mais adiante). As últimas camadas são ejectadas
a grande velocidade (aproximadamente 100 quilómetros por segundo!). O núcleo aquece
então progressivamente e emite radiação altamente energética
(essencialmente no domínio do ultravioleta) que vai ionizar o gás
circunstelar. Este gás ionizado, cuja distribuição é, em parte, determinada pela interacção entre o primeiro
envelope circunstelar e o vento rápido, forma uma
nebulosa planetária (ver Figura 1). Este gás irá,
pouco a pouco, diluir-se no meio interestelar. Da estrela inicial
resta apenas um núcleo quente, uma anã branca, que irá
arrefecendo muito lentamente - ver esquema da Figura 2.
Fig. 2 Resumo esquemático dos últimos estádios da evolução de uma estrela, num diagrama de Hertzsprung-Russell.O cenário aqui descrito corresponde ao que se prevê para as estrelas ditas de pequena massa, isto é, o Sol e todas aquelas cuja massa seja inferior a 8 vezes a massa do Sol. Sendo esta a teoria geralmente aceite restam, no entanto, alguns aspectos pouco compreendidos, tais como a perda de massa ou a morfologia das nebulosas planetárias.
Para o caso das estrelas de maior massa, a evolução após a
Sequência Principal processa-se de modo diverso. Estas
transformar-se-ão em supergigantes vermelhas, depois azuis,
explodindo finalmente em supernovas. Mas isso é uma outra
história...
(1) Temperatura em graus Kelvin (K) = temperatura em Celsius 273.15. O 0 K (zero Kelvin) corresponde ao "zero absoluto".
(2) A producção de elementos químicos chama-se nucleossíntese.
(3) Estas estrelas denominam-se Variáveis de Longo Período; a primeira a ser identificada foi Mira Ceti, descoberta em 1605 por um monge alemão, de nome Fabricius. Na altura, esta descoberta contribuiu para a
rejeição da ideia que a abóbada celeste era eterna e
imutável.
Doutor Eric Josselin
Observatório Astronómico Nacional (Espanha)