Brunno Pleffken Hosti
Assim que o Sol se põe, pequenos pontos brilhantes começam a aparecer no céu à medida que ele vai escurecendo. Em uma noite limpa, livre de nuvens e longe das luzes de grandes cidades, qualquer um poderá ver milhares desses pontos brilhantes, as estrelas. Desde milênios as estrelas prendem nossa imaginação. As estrelas tiveram um enorme impacto na evolução da raça humana: civilizações faziam a colheita de suas plantações baseadas nelas, se guiavam em longas viagens baseadas nelas e até desenvolveram religiões e crenças para explicar seus significados e buscar entender nosso lugar no Universo e nosso destino.
Desde a era moderna e seus avanços tecnológicos, astrônomos tem aprendido cada vez mais a partir da luz de estrelas distantes. Cada estrela é uma pista usada para montar o grande cenário de como nosso Universo funciona, pistas que estão escondidas na luz que captamos delas.
Nessa nova série de artigos, vamos investigar a fundo o que as estrelas realmente são, como elas nascem, evoluem e como morrem.
É importante mencionar que nos cursos de graduação e mestrado em astronomia existem disciplinas apenas para o estudo da evolução estelar, portanto, apesar dos conceitos teóricos serem interessantes e de fácil entendimento, é um assunto muito profundo, envolvendo muita física nuclear, mecânica quântica e matemática aplicada.
O que são estrelas?
Estrelas são massivos corpos celestes esféricos de gás de plasma que brilham devido às reações termonucleares que ocorrem em seu interior (ou outras fontes de energia, como matéria degenerada, que veremos em breve) e se mantém coesas devido à sua gravidade. As estrelas são um dos corpos celestes mais reconhecidos no céu noturno. Mesmo a pessoa mais leiga em astronomia já olhou para cima e viu os pequenos pontos brilhantes contrastando com o fundo negro.
A estrela mais próxima da Terra é o Sol. Do ponto de vista da astronomia o Sol é uma estrela muito comum tratando-se de massa, temperatura e luminosidade. Por ser nossa referência mais próxima, na astrofísica usamos o nosso Sol como ponto de partida para a análise de outras estrelas. Por exemplo, a unidade de massa usada para medir outras estrelas é a massa solar (símbolo M⊙): uma estrela de 1 massa solar significa uma estrela de mesma massa que nosso Sol; uma estrela de 3 massas solares significa uma estrela com 3 vezes a massa do Sol e 0,5 massas solares uma estrela com metade da massa do Sol. Da mesma forma, o tamanho de uma estrela é medido em raios solares (R⊙) – raio, a metade do diâmetro – e a luminosidade em luminosidades solares (L⊙). As fórmulas matemáticas e constantes usadas para chegar nesses valores estão fora do escopo desse artigo e podem ser abordados em textos dedicados.
Nebulosas e nuvens de gás
O nome “nebulosa” vem do latim, nebula, que significa “nuvem”. Foram chamadas dessa forma devido à aparência difusa desses corpos celestes. Nebulosas são enormes nuvens de poeira, hidrogênio molecular (H2), hélio e outros gases ionizados que ocorrem dentro de galáxias, no espaço entre as estrelas conhecido como meio interestelar. Elas existem em basicamente três grupos principais: as nebulosas de emissão, nebulosas escuras e nebulosas de reflexão.
As nebulosas de emissão, como o nome sugere, emitem luz por conta própria. A radiação ultravioleta emitida pelas estrelas quentes e brilhantes em seu interior ionizam o gás de hidrogênio. Quando os elétrons desses átomos ionizados retornam às suas órbitas de menor energia, fótons são emitidos. Reação bem similar acontece dentro das lâmpadas fluorescentes. As nebulosas de emissão podem ser divididas ainda em duas categorias: as chamadas de regiões H II, áreas ricas em formação de novas estrelas; e as nebulosas planetárias, remanescentes da morte de estrelas de baixa massa, quando estas expelem suas camadas exteriores para o espaço (no fim da vida, o nosso Sol se transformará numa nebulosa planetária).
As nebulosas escuras não refletem e não emitem luz. Conseguimos identificar nebulosas escuras pois estas cobrem as estrelas ao fundo, criando enormes vazios aparentes. Podemos facilmente identificar nebulosas escuras ao observar fotos da Via Láctea, com as nuvens de poeira cobrindo os braços espirais e ocultando seu brilho.
E por fim, em nebulosas de reflexão a energia emitida pelas estrelas próximas são insuficientes para ionizar o gás e fazê-las emitir luz, porém apenas refletem e dispersam a luz dessas estrelas, tal como uma luz de poste é dispersada por uma neblina a noite. Podemos chamar as nebulosas de reflexão de “irmãs” das nebulosas escuras, a diferença é que conseguimos vê-las apenas devido à luz das estrelas se dispersando em seu interior.
Já falamos mais sobre nebulosas, nesse artigo recheado de imagens bonitas e informações.
Formação estelar
As estrelas se formam por meio dessa nuvem interestelar formada por hidrogênio molecular e hélio – apesar de traços de elementos mais pesados, como carbono e silício, estarem naturalmente presentes. No espaço, há duas forças importantes que uma nebulosa pode sofrer: a energia cinética do gás, que a faz se expandir; e a energia potencial gravitacional, que a faz querer se contrair. Quando as duas forças estão em equilíbrio, dizemos que o sistema está em equilíbrio hidrostático. Para formar novas estrelas, esse equilíbrio precisa ser quebrado e favorecer a força gravitacional. A massa específica que uma nuvem deve ter para se colapsar é chamada de massa de Jean, e depende da sua temperatura e sua densidade.
No caso de nuvens com milhares de massas solares, a nuvem pode se colapsar por si só em diversos pontos, formando aglomerados estelares. Para nuvens menores é necessária uma terceira força para disparar a formação de uma estrela, e essa terceira força fará com que a densidade da nuvem aumente bruscamente, forçando a nebulosa a se colapsar. Essa terceira força pode ser uma estrela errante, uma colisão de galáxias, uma onda de densidade dos braços espirais de uma galáxia ou uma supernova próxima.
Protoestrelas
A medida que a nuvem de gás se colapsa, ela se torna mais densa e, portanto, libera sua energia potencial gravitacional na forma de calor. Além disso, um disco de acreção de gás e poeira se forma, o que alimenta o colapso desse gás em uma protoestrela.
O calor no interior de uma protoestrela pode ser tão grande que a matéria se colapsando em seu interior pode ser repelida de volta para fora. Para uma estrela continuar crescendo, toda essa energia deve ser canalizada para fora, o que normalmente acontece através de fluxos bipolares, jatos de gás emitidos em ambos os polos desta estrela.
Para estrelas de baixa massa (como nosso Sol), as protoestrelas tem uma duração média de 500 mil anos, mas em um determinado momento a estrela irá “acender”. A ignição de uma estrela significa que sua gravidade (a energia potencial gravitacional de sua superfície e camadas internas) está em equilíbrio hidrostático com sua pressão interna (energia cinética do gás), resultado da fusão nuclear do hidrogênio em hélio.
A matéria restante orbitando na vizinhança da estrela, chamada de disco protoplanetário, pode se aglomerar em planetas e satélites. Objetos mais distantes de rocha e gelo podem continuar em órbita, formando cinturões de asteroides e cometas. A partir daí, está criado um novo sistema solar.
Anãs marrons
Protoestrelas com massa abaixo de 0,08 massas solares, apesar de quentes devido à energia do gás em seu interior, nunca atingem temperatura alta o suficiente para iniciar a fusão nuclear do hidrogênio em seu interior. Essas estrelas são chamadas de anãs marrons.
Elas são de mais difícil detecção e quase não emitem luz visível, suas emissões mais fortes acontecem na faixa do infravermelho. Não é raro ouvir referências à elas como “estrelas fracassadas” e, de certa forma, o são. A massa desse tipo de estrela é tão baixa que não medimos esses valores como massas solares, e sim como massas de Júpiter, usando o nosso planeta gigante gasoso como referência.
No entanto, apesar da massa de uma anã marrom ser insuficiente para fundir átomos de hidrogênio em hélio (veremos como isso funciona logo mais), se ela tiver massa acima de 65 massas de Júpiter, seu calor interno é suficiente para fundir deutério e o lítio. Mas como?
A energia necessária para fundir um próton em um átomo de lítio-7 (resultando em dois átomos de hélio) é menor do que da energia necessária para a fusão nuclear de dois átomos de hidrogênio em hélio como numa estrela convencional. As fortes correntes de convecção em estrelas de baixa massa garante que o lítio de todo o volume da estrela seja esgotado.
Em breve, a parte 2 da nossa série de artigos sobre Evolução Estelar: das nebulosas às supernovas. Siga-nos no Facebook ou no Instagram (ou ambos, porque não?) para ficar sabendo assim que um novo artigo é publicado!
