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Vida e morte das estrelas de pequena massa

Uma estrela é um reactor termonuclear. As reacções de fusão entre os núcleos atómicos, que produzem núcleos mais pesados, têm lugar no centro da estrela ou nas camadas periféricas. São estas reacções que determinam a luminosidade, a estrutura e a evolução das estrelas.

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 c2. 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 90 %), o hidrogénio que se encontra no seu centro fusiona para produzir hélio por meio da reacção 4 1H ->4He. Esta reacção torna-se possível graças às temperaturas extremamente elevadas que reinam nas regiões interiores das estrelas: 15 milhões de graus Kelvin1 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"2 (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 dias3. 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 o 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)



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