Estrela Vida e Morte

As estrelas não estão vivas e, no entanto, falamos de suas origens e fins como “nascimento e morte”. É uma maneira conveniente, embora fantasiosa, de descrever a relação, enfim, malfadada entre matéria e energia, que é uma estrela. A radioastronomia ajudou os astrônomos a explorar as histórias de vida das estrelas, e aqui está o que aprendemos até agora.

O núcleo de uma estrela anã pode fundir hidrogênio por bilhões de anos antes que sua atmosfera inferior comece a ferver. Ele incha em um gigante vermelho, em seguida, continua se expandindo até que seus gases externos se afastem. Deixou para trás um núcleo quente que não pode mais se fundir, chamado de anã branca. CRÉDITO: A. Angelich, NRAO / AUI / NSF; NASA, ESA e a Colaboração Hubble Heritage (STScI / AURA) -ES / Hubble

Tipos de estrelas

Diferentes tipos de estrelas “vivem” e “morrem” de maneiras diferentes com base em quanto começaram e se nasceram com irmãos próximos. A cor de uma estrela é um indicador de sua temperatura. As estrelas mais frias são marrom a vermelho escuro, mal aquecidas o suficiente para brilhar, como as brasas resfriadas em um incêndio. As estrelas mais quentes são cegamente azuis e brancas, como a chama extrema da tocha de um soldador.

A estrela mais próxima que podemos estudar é o nosso sol. É uma estrela muito mediana, o que significa que as galáxias no Universo contêm estrelas cada vez menores, mais brilhantes e mais escuras, e mais quentes e mais frias do que o nosso Sol. O Sol e a maior parte das estrelas do Universo são chamados de estrelas anãs. Essas estrelas variam em tamanho, desde anãs marrons, que crescem até cerca de 8% da massa do nosso Sol, até anãs amarelas, que encontramos até cerca de 120% da massa do nosso Sol.

As estrelas gigantes mais raras podem ter até 100 vezes a massa do nosso Sol!

Vida e morte de anãs marrons

Anãs marrons mal são estrelas, pois elas brilham por apenas dez milhões de anos enquanto seus núcleos esmagam o raro elemento deutério em hélio. Depois que seu deutério se foi, anãs marrons brilham à luz invisível das ondas infravermelhas por bilhões de anos, suas entranhas agitadas e aquecidas pelo borbulhar de calor que escapa enquanto elas desmoronam lentamente sob seu peso. Estrelas anãs marrons acabarão esfriando e se tornando bolas escuras de gás frio.

Apesar de ser invisível para os telescópios ópticos, mais de 1.600 anãs marrons foram encontradas até agora. Astrônomos detectaram nuvens e clima em anãs marrons, muito parecido com as condições encontradas em planetas gigantes. Para nossa surpresa, no entanto, anãs marrons são brilhantes em raios-X e emitem poderosas ondas de rádio, fazendo com que elas também pareçam pulsares leves!

Anãs marrons são um elo fascinante entre planetas gigantes gasosos (como Júpiter e Saturno em nosso Sistema Solar) e estrelas, e seu estudo contínuo nos ajuda a entender melhor a formação de ambos ao longo de nossa Galáxia e além.

Vida e Morte das Estrelas Anãs

Estrelas gigantes gastam seu combustível em centenas de milhões de anos, fundindo-se em hélio, carbono e ferro. Cada novo estágio de fusão incha a estrela em uma supergigante vermelha cada vez maior. O núcleo de ferro implode em uma estrela de nêutrons e sua energia explode os gases externos em uma supernova. CRÉDITO: A. Angelich e B. Saxton, NRAO / AUI / NSF; Michael Bietenholz, Universidade de York

As estrelas anãs vermelhas, laranjas e amarelas podem manter o cabo de guerra - a gravidade se espremendo para dentro contra um núcleo de fusão que brilha para fora - há bilhões de anos. Suas entranhas caem, criando poderosos campos magnéticos ao redor deles.

Os campos magnéticos são maravilhosos radiodifusores de rádio, porque as partículas presas nos campos magnéticos emitem ondas de rádio em espiral. Os radiotelescópios nos ajudaram a aprender que as estrelas anãs têm superfícies tremendamente ativas, inundadas de manchas solares e chamas. Essas erupções alimentam suas atmosferas externas magneticamente carregadas com um fluxo constante de partículas.

A superfície do nosso Sol não é tão ativa quanto as de seus primos menores, e seu campo magnético mal energiza sua atmosfera externa o suficiente para emitir ondas de rádio que podemos detectar. O que torna nosso Sol tão diferente? A atividade da superfície do Sol poderia mudar em nossas vidas? Que efeito essa mudança teria na Terra?

Estudos atuais com nosso dedicado telescópio de rádio solar de 45 pés em Green Bank, além de observações com o VLA e o ALMA , visam aprender mais sobre a atividade de nosso Sol e como podemos prever seu comportamento futuro à medida que envelhece.

Todas as estrelas anãs acabam mudando, mas levam bilhões de anos para isso. Quando o núcleo de uma estrela anã finalmente usa o combustível de hidrogênio, ele precisa brilhar para fora, sua atmosfera externa começa a desmoronar sob seu próprio peso.

Quando se comprime no núcleo quente, uma fina camada de hidrogênio esmagado se funde em hélio. A fusão bombeia energia para a superfície, fervendo a atmosfera da estrela.

O gás fervente esfria à medida que se expande e a estrela inchaço assume uma cor mais vermelha. Inchando milhares de vezes seu tamanho original, esta estrela anã em expansão se torna uma gigante vermelha. Quando nosso Sol se tornar um gigante vermelho, ele irá inchar para engolir a Terra!

Durante os dois bilhões de anos de sua fase gigante vermelha, seu núcleo quente fica coberto pelas cinzas de hélio da camada que queima acima. Para as estrelas, a massa do Sol ou mais, esse fardo aumenta a temperatura do núcleo até que seu hélio esteja quente o suficiente para se fundir ao carbono.

Uma estrela gigante vermelha queima quase dez vezes mais energia que uma estrela anã. Em apenas algumas centenas de milhões de anos, o gigante vermelho queima seu hélio e colapsa novamente. Isso funde uma camada de hélio acima do núcleo de carbono mais quente, que cria calor suficiente para ferver os gases externos da estrela com tanta força que se expande além de sua capacidade de manter-se firme. No entanto, a estrela anã não tem massa suficiente para esmagar o núcleo de carbono em elementos mais pesados, e o núcleo pára de se fundir.

Anã branca

Um núcleo quente de átomos de carbono se mantém unido, graças à gravidade, mas resiste ao esmagamento, graças à pressão dos espaços dentro dos átomos. Se você já tentou apertar um balão, é um tipo similar de pressão, mas em uma escala gigantesca. Nós chamamos este ato de equilíbrio delicado de uma anã branca.

Os gases externos em expansão eventualmente voam, deixando a anã branca exposta para esfriar gradualmente em uma anã negra.

Se uma anã branca não está sozinha, no entanto, e está em um par de perto com outra estrela, as chances são altas de que este não é o fim da história da anã branca, e os radiotelescópios avistam a continuação da história.

Uma anã branca é estável desde que não seja mais do que 1,4 vezes a massa do nosso Sol, um valor chamado limite de Chandrasekhar. No entanto, como a estrela companheira de uma anã branca passa por sua fase gigante, ela provavelmente inchará o suficiente para derramar hidrogênio na anã branca. Isso arruinará a estabilidade da anã branca. Se ganhar gás suficiente para tombar a massa do equilíbrio, a anã branca irá detonar, deixando para trás apenas uma exibição de fogos de artifício em constante expansão de matéria estelar em explosão. 

Morte das Estrelas Gigantes

Estrelas supergigantes se fundem com seu combustível em apenas alguns milhões de anos, às vezes inchando em supergigantes vermelhas, mas outras vezes não, permanecendo azul quente até seus núcleos implodirem em um buraco negro. CRÉDITO: A. Angelich, NRAO / AUI / NSF

Estrelas gigantes variam de cerca de 3 vezes a massa do nosso Sol até as hipergiantes, que podem ser 100 vezes a massa do Sol. O núcleo de uma estrela gigante está sob pressão extrema e constante do peso de si mesmo. Seus átomos se fundem furiosamente para liberar as enormes quantidades de energia necessárias para sustentar seu pesado fardo de gás.

Como resultado, os gigantes brilham ferozmente, azul e branco-quente, e espalham partículas em enormes ventos. Essas partículas emitem ondas de rádio e os radiotelescópios captam os sinais de estrelas gigantes em toda a nossa galáxia.  O equilíbrio extremo de uma estrela gigante, no entanto, não dura muito. Seu núcleo funde o hidrogênio disponível em hélio em cerca de 100.000 anos. Então, precisa de apenas alguns duzentos anos para comprimir e produzir carbono, oxigênio e silício antes de construir ferro dentro de seu núcleo.

A energia desta fusão frenética se derrama em sua atmosfera enorme, fervendo-a em supergigante vermelha. (Apenas as estrelas hipersensas mais massivas se fundem com rapidez suficiente para permanecerem azul-quentes em suas superfícies.)

Supergigantes vermelhas estremecem em brilho enquanto o equilíbrio entre as fases de queima. No entanto, eles continuam a transmitir partículas, enquanto seus núcleos se fundem furiosamente a elementos mais pesados ​​e mais pesados, e nossos radiotelescópios vêem erupções de suas superfícies à medida que agitam seu combustível. Os ambientes desajeitados que cercam algumas dessas poderosas estrelas irradiam como faróis de rádio à medida que são atingidos pela energia do derramamento.

Eventualmente, o ferro se torna um parasita dentro do núcleo de uma estrela supergigante, porque em vez de liberar energia quando se funde em elementos mais pesados, o ferro precisa de energia. O ato de equilíbrio de uma estrela gigante requer produção de energia a partir do núcleo que a fusão do ferro não pode fornecer.

Com nada para detê-lo, o peso de sua atmosfera finalmente se choca com o núcleo de ferro não-fusível, espremendo os espaços de seus átomos. Os elétrons se chocam com prótons e uma quantidade estupenda de energia é liberada à medida que formam nêutrons. O súbito derramamento de energia lança os gases da estrela em uma expansão eterna para o espaço. Por dias, a explosão brilha mais que todas as estrelas de uma galáxia combinadas. É chamado de supernova.

À medida que os gases se afastam, eles o fazem de acordo com o tamanho de seus átomos. Os radiotelescópios veem os sinais dos elementos que a estrela gigante fez ao longo de sua curta vida útil, e observam como seus gases explosivos chocam as nuvens próximas à sua passagem, provocando uma nova geração de estrelas e planetas a se formar. O estudo de supernovas é importante em áreas além do estudo da evolução estelar. As curvas de luz de supernovas de galáxias distantes podem ser usadas para determinar as distâncias até os confins do Universo.

Estrelas de nêutrons

A esfera comprimida de nêutrons deixada para trás é conhecida como estrela de nêutrons. Estrelas de nêutrons são extremamente densas - enquanto elas têm apenas alguns quilômetros de largura, mas contêm mais massa do que todo o nosso Sol.

Os radiotelescópios descobrem e monitoram milhares de estrelas de nêutrons que giram rapidamente, conhecidas como pulsares. Os pulsares nos dizem tanto sobre a morte de estrelas gigantes quanto sobre o comportamento das partículas atômicas esmagadas dentro deles. Também usamos os batimentos precisos de pulsares como relógios e bóias para medir eventos e estruturas no espaço.

Buracos Negros

Estrelas particularmente massivas, com mais de oito vezes a massa do nosso Sol, esmagam os átomos de seus núcleos, passando por estrelas de nêutrons, até um estado incompreensível de matéria colapsada que é incrivelmente difícil de imaginar ou explicar. O objeto em colapso é tão denso que a força da gravidade perto de sua superfície é mais forte que a velocidade da luz. Se a luz não pode brilhar em sua superfície, não podemos vê-la diretamente, e chamamos a esse cadáver um buraco negro estelar.

Como a matéria interage com os fortes campos magnéticos e gravitacionais que cercam os buracos negros estelares, ela libera ondas de rádio. Com radiotelescópios, medimos as rotações, pesos, idades, temperaturas e localizações de milhares desses cadáveres exóticos em nossa galáxia e em outras galáxias em todo o universo. Observou-se recentemente que um buraco negro supermassivo no centro da nossa galáxia tem matéria caindo em alta velocidade. O telescópio de rádio pode observar periodicamente este assunto para determinar propriedades sobre o buraco negro e seu ambiente.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory