Brunno Pleffken HostiÀ medida que as estrelas consomem seu combustível primário, o hidrogênio, elas começam a encolher porque não estão mais produzindo energia suficiente para conter a gravidade. Uma maior compressão significa que o núcleo fica mais quente. A temperatura sobe até que comece a fusão do hélio, o que significa que a contração cessa, mas a uma temperatura mais alta. Nesse ponto, a estrela começa a criar camadas, ou “cascas”, de elementos mais leves por fora, e elementos mais pesados dentro.
Enquanto isso, devido à temperatura mais alta em seu interior, parte do hidrogênio não queimado na casca ao redor do núcleo começa também a queimar (embora não na mesma velocidade do núcleo original). Isso significa que a camada da estrela na temperatura de fusão se moveu efetivamente para fora, mais para perto da superfície. Portanto, a camada superficial faz o que os gases sempre fazem quando são aquecidos: ele se expande. Assim, a camada externa se torna maior, embora menos densa e mais fria. Com uma temperatura de superfície mais baixa, a estrela se torna avermelhada.
NOTA: Para entender porque a estrela fica vermelha quando esfria, lembre-se de ler esse artigo sobre diagrama H-R e outro sobre radiação de corpo negro e classificação espectral.
O rumo que a estrela vai tomar a partir desse ponto, e como ela se movimentará pelo diagrama H-R com o passar do tempo (traços evolutivos), depende totalmente de sua massa.
Estrelas de baixa massa, ao morrerem, vão simplesmente expelir suas camadas exteriores para o espaço devido aos ventos solares, formando uma pitoresca nebulosa planetária; estrelas de alta massa evoluirão para supergigantes e seu fim se dará como uma supernova, explodindo-a em pedacinhos. Seu núcleo remanescente poderá se transformar em uma estrela de nêutrons ou em um buraco negro estelar.
Zonas de convecção e zonas de radiação
Antes de continuar nosso estudo sobre gigantes vermelhas, precisamos saber como funciona a transferência de calor no interior de uma estrela. Para isso voltaremos ao assunto da física básica: termodinâmica. Existem três formas de transferência de calor: condução, convecção e irradiação. No caso das estrelas, especificamente, nos focaremos somente nas duas últimas.
A condução de calor por convecção ocorre em fluidos (líquidos ou gases). A transferência de calor por esse modo acontece por correntes se deslocando dentro desse fluido, como uma panela fervendo. O fluido quente sobe, o frio desce, formando um ciclo.
A condução de calor por irradiação não precisa de um meio físico para se propagar, pois a energia térmica é transferida por radiação eletromagnética. Por exemplo: o calor do Sol se propaga no vácuo e chega até nós porque este emite enormes quantidades de calor na forma de radiação.
A forma como o calor no interior das estrelas é transferido do núcleo para a superfície depende inteiramente da sua massa. Essa diferença acontece devido às diferentes reações termonucleares que acontecem em seu interior. As reações próton-próton das estrelas intermediárias favorecem a transmissão por irradiação (por isso o núcleo é uma zona radiativa); as estrelas massivas fundem pelo ciclo CNO, que favorece a transmissão de calor por convecção.
Estrelas de baixa massa (< 0,6 M☉)
A verdade é que não temos completa certeza de como evoluem as estrelas de baixa massa, de até 0,6 massas solares (M☉). Isso se deve ao fato de nunca termos observado tal acontecimento, pois estrelas de baixa massa (como as anãs vermelhas) consomem seu combustível tão lentamente que sua expectativa de vida é na ordem dos trilhões de anos. Isso significa que desde a origem do universo, há 13,8 bilhões de anos, nenhuma anã vermelha teve tempo suficiente para esgotar seu hidrogênio.
Estrelas desse tipo não evoluirão para estrelas gigantes devido à sua estrutura interna. Enquanto estrelas de massa intermediária ou de alta massa tem suas camadas de zonas de convecção e zonas radiativas muito bem definidas, por outro lado, uma estrela anã vermelha é por si só uma imensa zona de convecção, misturando seu gás por completo e, portanto, não irão desenvolver um núcleo de hélio inerte. Ao invés disso, a estrela queimará seu hidrogênio em hélio por completo sem nunca se transformar em uma gigante.
Estrelas de massa intermediária (0,6 – 8 M☉)
Estrelas de massa intermediária, entre 0,6 e 8 massas solares (como o nosso Sol) se tornarão gigantes vermelhas, migrando da sequência principal para o ramo das gigantes.
As estrelas intermediárias podem atravessar duas fases diferentes: o ramo das gigantes vermelhas (RGB), com núcleos inertes feitos de hélio e com uma camada envolvente de hidrogênio em fusão; e o ramo assintótico das gigantes (AGB), com núcleos inertes de carbono, com uma camada de hélio em fusão envolvida por uma camada de hidrogênio em fusão.
Vamos entrar em detalhes em como cada uma dessas fases evolui.
Fase subgigante
Quando uma estrela extingue seu hidrogênio no núcleo, ela deixa a classificação de sequência principal e segue para a fase de subgigante.
O núcleo quente de hélio faz iniciar a fusão do hidrogênio em uma casca externa envolvendo esse núcleo. O núcleo aumenta em massa à medida que a casca produz mais hélio. Dependendo da massa do núcleo de hélio, isso continua por vários milhões até dois bilhões de anos, com a estrela se expandindo e resfriando a uma luminosidade semelhante ao seu estágio de sequência principal.
Eventualmente, ou o núcleo degenera (em estrelas com aproximadamente a massa do Sol), ou as camadas externas esfriam o suficiente para se tornarem opacas (em estrelas mais massivas). Qualquer uma dessas mudanças faz com que a casca de hidrogênio aumente em temperatura e a luminosidade da estrela aumente, ponto no qual a fusão do hélio inerte se inicia e a estrela se expande para o ramo de gigante vermelha.
Fase do ramo das gigantes vermelhas
No ramo das gigantes vermelhas (RGB) a estrela tem um núcleo inerte de hélio e uma camada externa de hidrogênio fundindo seu combustível através do ciclo CNO. Como as camadas externas em expansão da estrela são convectivas, todo o material é misturado por turbulência das regiões de fusão até a superfície da estrela (processo conhecido como dragagem), então as correntes de convecção tornam os produtos da fusão visíveis na superfície da estrela pela primeira vez. Os efeitos do ciclo CNO aparecem na superfície da estrela, com traços de carbono detectáveis por espectroscopia.
O núcleo de hélio continua a crescer no ramo da gigante vermelha, e a estrela aumenta em luminosidade.
Fase do ramo horizontal
O ramo horizontal (HB) é um estágio de evolução estelar que segue imediatamente o ramo de gigante vermelha.
O aumento da densidade do núcleo de hélio provoca uma explosão conhecida como flash de hélio, iniciando a fusão do hélio e transformando-o em carbono e oxigênio. As estrelas de ramificação horizontal são alimentadas por fusão de hélio no interior do núcleo por meio do processo triplo-alfa e da fusão de hidrogênio por meio do ciclo CNO em uma camada que envolve esse núcleo. A estrela fica menos luminosa, porém mais quente, fazendo a classificação da estrela se deslocar horizontalmente para a direita no diagrama de Hertzsprung-Russel — daí o nome “ramo horizontal”.
Fase do ramo assintótico das gigantes
Depois que uma estrela consumiu parte do hélio no núcleo, produzindo carbono e oxigênio inerte em seu centro, a fusão do hidrogênio e do hélio continua em camadas ao redor desse núcleo quente. Temos, agora, um núcleo sólido de carbono e oxigênio, com uma casca de hélio em fusão envolta por uma casca de hidrogênio em fusão.
Nessa fase a estrela segue para o ramo assintótico das gigantes (AGB) no diagrama de Hertzsprung-Russell, em paralelo com a evolução da gigante vermelha original, mas muito mais luminosa e com liberação de energia de forma ainda mais veloz.
Estrelas de massa intermediária acabam alcançando o topo do ramo gigante assintótico, chamada de pós-AGB, e ficam sem combustível para continuar a fusão nuclear. Elas não são suficientemente massivas para iniciar a fusão de carbono.
Com a queda da energia e a perda do equilíbrio hidrostático, a gravidade vence a briga, fazendo o núcleo se contrair e causando um disparo de flash de hélio. Com a ignição do hélio a estrela se expande, queima, e cessa. A estrela se contrai novamente e o ciclo se repete. A estrela entra numa fase de pulsações cíclicas, causando perda de massa e geração de ventos solares, transformando-a também em uma estrela variável.
O término da fase no ramo assintótico das gigantes e, por consequência, o fim da vida da estrela é marcado pela completa ejeção das camadas externas da estrela pelos ventos solares, formando uma nebulosa planetária. O núcleo quente e sólido de carbono e oxigênio fica exposto, fazendo a estrela se deslocar para a parte esquerda inferior do diagrama H-R, indicando uma altíssima temperatura, mas baixa luminosidade devido ao seu tamanho minúsculo. Esse núcleo denso remanescente é o que chamamos de anã branca.
Estrelas de alta massa (> 8 M☉)
Em estrelas de alta massa, acima de 8 massas solares, o núcleo é massivo o bastante para a fusão nuclear prosseguir além do carbono, por meio do processo alfa.
Essas estrelas têm seu núcleo tão denso e uma temperatura tão elevada que consegue disparar a fusão do carbono e oxigênio em neônio, sódio, magnésio, silício e enxofre. Nessa fase a estrela se assemelha a uma cebola, com diversas camadas de elementos diferentes em fusão, empilhadas.
Esse aumento da temperatura do núcleo dispara as reações nucleares nessas camadas mais externas, compostas de elementos mais leves que antes estavam inertes, empurrando as camadas superiores ainda mais para fora, fazendo a estrela se expandir mais e mais. Com a expansão, a superfície da estrela se resfria ainda mais e adquire uma cor ainda mais avermelhada. A estrela entra na fase de supergigante vermelha.
Daqui pra frente, duas coisas podem acontecer, dependendo da massa da estrela:
Entre 8 e 12 massas solares
O ponto exato depende da metalicidade da estrela, mas normalmente entre 8 e 12 massas solares a fusão do neônio é instável. A captura de elétrons pelos átomos no núcleo de O-Ne-Mg (oxigênio-neônio-magnésio) dispara a fusão descontrolada do neônio, fazendo a estrela explodir.
Para isso, primeiro, (a) o núcleo de uma estrela contém oxigênio, neônio e magnésio. Assim que a densidade do núcleo se torna alta o suficiente, (b) o magnésio e o neônio começam a capturar elétrons e a induzir um colapso. (c) Então a queima do oxigênio é acesa e produz núcleos do grupo do ferro e prótons livres, que capturam mais e mais elétrons para promover o colapso do núcleo. (d) Finalmente, o núcleo se colapsa de vez em uma estrela de nêutrons, e as camadas externas explodem produzindo uma supernova.
No entanto, caso a estrela tenha mais de 12 massas solares, a fusão do neônio segue estável sem deflagrar a captura de elétrons.
Acima de 12 massas solares
Estrelas acima de 12 massas solares continuam a fusão além do neônio, magnésio e silício, com a produção de elementos de maior metalicidade por meio da reação triplo-alfa, seguindo até o chamado “pico de ferro”.
Até o ferro, as reações de fusão liberam energia — o que mantém a estrela viva. No entanto, para o ferro e outros elementos mais pesados, a reação de fusão consome energia ao invés de liberar, tornando a reação insustentável. Elementos mais pesados que o ferro são produzidos somente em ambientes muito extremos, como supernovas, que veremos na próxima matéria.
A escala de tempo da fusão nuclear do carbono até o ferro é incrivelmente curta, de apenas alguns milhares de anos. Quando o núcleo é inteiramente composto por ferro, não há mais como existir fusão nuclear, quebrando o equilíbrio hidrostático. Sem a pressão interna, a estrela se colapsa sob a própria gravidade.
Quando o núcleo da estrela atinge o limite de Chandrasekhar (de 1,44 massas solares), a pressão é tão grande que a estrutura atômica se colapsa, combinando elétrons e prótons em nêutrons e fazendo o núcleo da estrela se contrair repentinamente — pois o que antes eram duas partículas, agora é uma só. Com a contração repentina do núcleo, as camadas superiores da estrela desabam sobre o núcleo numa velocidade de cerca de 70.000 km/s. A força do rebote dessas camadas, a fusão descontrolada de todos os elementos restantes e a gigantesca emissão de neutrinos é o que faz a estrela explodir em uma supernova.
