Como se forma e como evolui uma estrela

Sequ�ncia principal

A sequ�ncia principal (SP) � etapa mais longa da vida da estrela, quando ela est� fundindo hidrog�nio em h�lio no n�cleo e brilhando estavelmente, em equil�brio hidrost�tico. Durante esse tempo as estrelas mant�m uma rela��o un�voca entre a luminosidade e a temperatura, determinada pela sua massa, formando uma faixa diagonal no diagrama HR, com as estrelas mais quentes (mais massivas), sendo as mais luminosas e as mais frias (as menos massivas) as menos luminosas.

A massa com que uma estrela se forma define a sua temperatura, a sua cor, o seu tamanho, a sua luminosidade e o seu tempo de vida da estrela na sequ�ncia principal. Quanto maior a massa, mais quente, mais azul e mais luminosa ser� a estrela, e menor ser� o seu tempo de vida.

A figura a ao lado mostra quatro exemplos de estrelas da SP (o n�mero romano V ao lado da classe espectral das estrelas indica que s�o estrelas da sequ�ncia principal).

Spica � uma estrela de classe espectral B (cada classe espectral se subdivide em 10 categorias, de 0 a 9, no sentido de mais quente para mais fria, da� o n�mero 1 ao lado do B), o que significa que � uma estrela com temperatura superficial de aproximadamente 20000 K, o que lhe confere uma cor branco-azulada. Sua massa inferida � onze vezes maior que a do Sol (11 MSol), seu raio aproximadamente 10 vezes maior que o do Sol e sua luminosidade mais de 1000 vezes maior que a do Sol. Seu tempo de vida na SP � da ordem de 10 milh�es de anos.

S�rius, a estrela mais brilhante do c�u noturno, � uma estrela de classe A o que significa que � uma estrela com temperatura superficial de aproximadamente 10000 K, e sua cor � esbranqui�ada. Tem o dobro da massa do Sol e tem um tempo de vida 10 vezes menor.

O Sol � uma estrela mediana, pertencente � classe espectral G; sua temperatura superficial � da ordem de 5500 K, da� sua cor amarelada. A massa do Sol, que � a unidade de medida de massas das estrelas e das gal�xias, � de 2x1030 kg e seu raio � de 680 000 km. O Sol vai viver 10 bilh�es de anos na SP>

Pr�xima Centauri, a companheira mais fraca do sistema estelar tripo de Alfa Centauro, est� entre as menores estrelas da SP. � uma estrelinha vermelha, de tipo espectral M, com temperatura superficial em torno de 3000 K. Sua massa � 1 d�cimo da massa do Sol, mas mais viver muito mais do que ele: ficar� 1 trilh�o de anos na SP.

Fonte de energia

Durante a sequencia principal a estrela est� produzindo sua energia por rea��es termonucleares ocorrendo apenas na sua parte mais central, o n�cleo, que concentra aproximadamente 10% da massa da estrela. Somente essa regi�o � quente o suficiente para produzir tais rea��es. O tipo de rea��o que est� ocorrendo � a fus�o de 4 n�cleos de hidrog�nio (4 pr�tons) para formar 1 n�cleo de h�lio.

Nesse processo, 0,7% da massa se transforma em energia (massa do nucleo de h�lio = 99,3% da massa de 4 n�cleos de hidrog�nio), pela equa��o EN ∝ M c2 onde EN significa energia produzida por fus�o nuclear.

Tempo de vida

Por exemplo, a luminosidade do Sol � de 3,9 x 1026 watts. Ele mant�m essa luminosidade convertendo 600 milh�es de toneladas de H em He a cada segundo, e dessas 600, aproximadamente 4 (=0,7% de 600) s�o convertidas em energia.

Para saber quanto tempo o Sol vai durar precisamos saber quanta energia ele pode produzir, o que depende de quanto hidrog�nio ele tem para converter em h�lio. A massa do Sol � 2 x 1030 kg, portanto ele cont�m 2 x 1021 milh�es de toneladas de H, mas apenas 10% da massa do Sol (a regi�o do n�cleo) � quente o suficiente para a fus�o ocorrer, portanto a quantidade de energia que o Sol pode produzir �:

EN = 0,7% x 10% x 2 x 1030 kg x (3 x 108 m/s)2 = 1,26 x 1044 J.

O tempo de vida do Sol na SP ser�
tSol = EN / L = 1,26 x 1044 J / 3,9 x 1026 J/s = aproximadamente 10 bilh�es de anos

O tempo de vida na SP das outras estrelas pode ser calculado em rela��o ao tempo de vida do Sol pois, como no caso do Sol, a energia que qualquer estrela pode produzir por rea��es termonucleares � proporcional � sua massa, (E N = M c2) e a luminosidade, em geral, � proporcional � massa ao cubo (L ∝M3) (ver rela��o Massa- Luminosidade)

Portanto, o tempo de vida de uma estrela � inversamente proporcional ao quadrado de sua massa: test ∝M -2 Em rela��o ao tempo de vida do Sol:

test/tsol = (Mest/Msol)-2 → test = (Mest/Msol)-2 x 10 bilh�es de anos

Exemplo:

Qual o tempo de vida na SP de uma estrela de 20 massas solares? Solu��o:

test = (20 MSol/1 Msol)-2 x 10 bilh�es de anos = 20-2 x 10 bilh�es de anos = 1/400 x 10 bilh�es de anos = 2,5 10-3 x 10 bilh�es de anos = 25 milh�es de anos.

Evolu��o final das estrelas

Quando as estrelas consomem o hidrog�nio no n�cleo (raio de aproximadamente 50 000 km no Sol), que corresponde a aproximadamente 10% da sua massa total, elas saem da seq��ncia principal. A gera��o de energia passa a se dar em uma camada externa a este n�cleo, com aproximadamente 2 000 km de espessura, onde a temperatura e a densidade s�o suficientes para manter as rea��es nucleares. Como nenhuma energia � gerada no n�cleo nesta fase, ele se contrai rapidamente, e a luminosidade da estrela aumenta um pouco. As camadas externas se reajustam ao aumento de luminosidade expandindo-se, e como a �rea superficial aumenta, sua temperatura diminui. Desta forma, a luminosidade aumenta e a estrela torna-se mais vermelha, tornando-se uma gigantes vermelha. Quando o Sol atingir essa fase, daqui a 5 bilh�es de anos, engolir� Merc�rio, V�nus e a Terra, chegando pr�ximo � �rbita de Marte. Na fase de gigantes vermelhas as estrelas produzem energia transformando h�lio em carbono no n�cleo, e hidrog�nio em h�lio em uma fina camada externa ao n�cleo. Quando o h�lio tamb�m se esgota no n�cleo, as estrelas de massa at� dez massas solares n�o t�m mais como retirar energia pela fus�o nuclear, pois sua temperatura do n�cleo nunca ficar� alta o suficiente (1 bilh�o K) para fundir o carbono, portanto terminar� sua vida com um n�cleo de carbono. J� as estrelas com massas acima de 10 massas solares fundir�o o carbono e sucessivamente ne�nio, magn�sio, sil�cio, at� ter o n�cleo de ferro.

A morte de uma estrela vai depender de sua massa. Se ela tiver menos de dez vezes a massa do Sol, quando tiver "queimado" todo o h�lio do n�cleo ela ejetar� uma nebulosa planet�ria e o n�cleo remanescente ser� uma An� Branca As An�s Brancas podem ter tamanhos compar�veis aos da Terra, por�m com massas pr�ximas �s do Sol. Dessa forma uma colher de ch� desse tipo de estrelas pesaria uma dezena toneladas!

Se a estrela tiver uma massa maior que dez vezes a do Sol, ela ter� uma morte catastr�fica. A s�ntese de elementos mais pesados a partir de mais leves � um processo que libera energia para todos os elementos mais leves que o ferro, mas a fus�o do ferro � uma rea��o que consome energia, em vez de liberar, ent�o o ferro n�o funde. Sem produ��o de energia, a press�o cai bruscamente e as camadas externas come�am a despencar em dire��o ao centro da estrela, ali encontram-se com o n�cleo s�lido de ferro e quicam, sendo ejetadas para o espa�o a altas velocidades: � o que chamamos de Supernova. Com a energia dessa explos�o s�o produzidos todos os elementos mais pesados que o ferro. Os gases liberados no espa�o v�o ser incorporados ao meio interestelar e a outras nebulosas, que poder�o dar origem a novas estrelas.

O destino do n�cleo que sobra ap�s a explos�o da supernova � novamente ditado pela massa. Se esta for menor que 2 ou 3 vezes a massa do Sol, virar� uma estrela de n�utrons, com uma temperatura superficial acima de 1 milh�o de graus K, massa de cerca de 1,46 MSol, raio de cerca de 20 km e densidade de 1014g/cm3. Se esta estrela possuir campo magn�tico forte, ela emitir� luz direcionada em um cone em volta dos p�los magn�ticos, como um farol, e ser� um pulsar.

Se a massa que sobra ap�s a explos�o de supernova for maior do que 3 massas solares, o que pode acontecer se a estrela inicialmente tinha uma massa muito grande (maior do que 25 massas solares), ent�o ela dar� origem a um buraco negro.