Evolução estelar

Estrelas de média massa


Qualquer estrela começa a sua vida na sequência principal. É aí que se iniciam as reacções nucleares no final da fase de contracção que deu origem à proto-estrela. As estrelas permanecem na sequência principal durante todo o tempo em que decorrer a combustão do hidrogénio no núcleo.


A fusão do hidrogénio em hélio produz-se, nesta fase, nas regiões centrais das estrelas. Este tipo de combustão pode ter lugar de forma directa, a partir da reacção entre núcleos de hidrogénio, protões (cadeia PP I), pode ser catalizada pelo próprio hélio (cadeias PP II e PP III), ou pelos núcleos de carbono, de azoto e de oxigénio (cadeia CNO). Para as condições apresentadas pelas estrelas nesta fase da sua vida, o processo identificado por PP I é sem dúvida aquele que maior importância tem na produção da energia da estrela.


Neste processo, quatro protões (núcleos de hidrogénio) reagem em cadeia, dando origem a um núcleo de hélio-4, um positrão (e+), um neutrino (ne) um fotão (g), segundo a equação:


A diferença relativamente importante entre a massa do hélio e a massa de quatro núcleos de hidrogénio, a qual é convertida em energia de acordo com E = m c2, bem como a extrema lentidão da reacção H + H, explicam a razão pela qual a luminosidade de uma estrela como o Sol se mantém quase constante num período que pode ir até dez mil milhões de anos; é também a razão pela qual um número tão grande de estrelas povoa a sequência principal.


À medida que a fusão do hidrogénio avança, forma-se hélio que, por ser mais pesado, se concentra no centro da estrela, constituindo agora o seu núcleo.


A estrela abandona a sequência principal no fim da combustão do hidrogénio na região central. Inicia-se um período de contracção gravitacional, continuando o hidrogénio a queimar numa camada em torno do núcleo. Esta contracção traz uma energia suplementar à estrela que aumenta a sua luminosidade. A pressão de radiação torna-se então mais intensa, e o invólucro é expelido para o exterior. O raio aumenta para atingir até 50 vezes o seu valor inicial. A superfície da estrela é então tão grande que, apesar da forte luminosidade, a energia irradiada por unidade de superfície, logo pela temperatura efectiva, diminui. A luz emitida é mais vermelha do que durante a fase de sequência principal: a estrela torna-se uma gigante vermelha.


Durante esta fase, as propriedades do núcleo são muito diferentes das do invólucro no caso de uma estrela de pequena massa (Mestrela < 8 Msolares). O gás é degenerado e conduz então muito bem o calor: a temperatura uniformiza-se nas regiões centrais. Quando atinge 100 milhões de kelvin, a densidade está próxima de 104 g cm-3 e inicia-se a fusão do hélio. Nestas reacções nucleares, os núcleos de hélio convertem-se em núcleos de carbono e oxigénio.



Este novo período da vida da estrela começa de uma maneira um pouco violenta. O gás degenerado é, com efeito, pouco sensível às variações de temperatura, o que conduz a um mau controlo das reacções nucleares, que tendem a descontrolar-se: é o "flash de hélio" que afecta o coração da estrela sem por isso se traduzir no exterior por uma brusca alteração de luminosidade. É de curta duração, apenas algumas centenas de anos.


Estabelece-se em seguida um novo estado de equilíbrio, uma concha onde o hidrogénio queima pelas reacções CNO em redor do núcleo onde o hélio sofre fusão. A estrela, cuja luminosidade diminui, abandona a região das gigantes propriamente dita. Produz-se então uma série complicada de modificações de estrutura para adaptar ao débito das reacções nucleares a energia perdida sob a forma de radiação. Estas modificações traduzem-se, inicialmente, por uma dilatação do núcleo e uma contracção das regiões que o circundam, desenvolvendo-se logo em seguida o mecanismo inverso. Estas oscilações engendram variações de luminosidade observáveis, que depois são amortizadas sob o efeito de forças de atrito que dissipam a sua energia. A estrela, variável durante algum tempo, volta a ser estável.


Por outro lado, o hélio, cuja combustão é contínua, esgota-se a pouco e pouco nas regiões centrais. A pressão diminui então até já não se poder opor à contracção gravitacional. Esta nova fase de evolução aproxima-se da que a estrela já sofreu no momento em que abandonava a sequência principal. A temperatura aumenta suficientemente, graças à contracção, para realizar as reacções nucleares na camada de hélio em torno do núcleo de carbono e oxigénio. Esta camada de hélio está ela própria rodeada por uma concha de hidrogénio em combustão. A estrela cujo raio e luminosidade aumentam de novo volta a ser uma gigante vermelha, e, em alguns casos de estrelas de maior massa, aparece como uma supergigante vermelha.


Quando a estrela se encontra nesta fase de evolução, desenvolve-se um processo de perda de massa. Esta ejecção de matéria para o meio interestelar deve-se, talvez, ao facto de a pressão de radiação se sobrepor à contracção gravitacional nas camadas mais externas da estrela. A massa deste invólucro rico em hidrogénio é importante, podendo atingir 10 a 30 % da massa inicial da estrela, e dilui-se a pouco e pouco no meio interestelar. Esta fase de evolução corresponde à observação das nebulosas planetárias.


O objecto residual evoluirá depois para uma anã branca.



O interior de uma estrela tipo o Sol
Nas estrelas de massa média, estrelas com massa compreendida entre 0,5 e 8 massas solares, a condução da energia produzida no seu núcleo processa-se por radiação, na região central, e por convecção, no envelope convectivo.

Cadeias PP
A fusão do hidrogénio em hélio pode seguir diferentes vias, sendo a cadeia PPI a que representa um maior rendimento na obtenção da energia emitida pela estrela

Ciclo CNO


Fusão do hidrogénio pelo ciclo PPI
A reacção em cadeia de quatro núcleos de hidrogénio permite obter, para além de outros produtos, um núcleo de hélio, libertando-se energia no processo.


Da sequência principal a gigante vermelha no HR.


Saída da sequência principal
No final da combustão do hidrogénio na região central, a estrela abandona a sequência principal, sendo constituída por um núcleo de hélio rodeado por uma concha de hidrogénio em combustão.


O Sol com Gigante Vermelha
Comparação do tamanho relativo do Sol na Sequência Principal e como Gigante Vermelha.


Estrutura da estrela no "ramo horizontal"
Quando a estrela atinge a temperatura de, aproximadamente, 100 milhões de kelvin, inicia-se a fusão do hélio em carbono. A estrela entra no chamado ramo horizontal do diagrama HR.

Esquema simplificado da fusão do hélio em carbono


O "flash do hélio" e o "ramo horizontal" no HR







Estrutura interna de uma gigante vermelha




Evolução de uma estrela semelhante ao Sol no HR
A figura representa no diagrama HR o ciclo de vida de uma estrela semelhante ao Sol. Ao lado, esquemas do interior da estrela em diferentes fases da sua vida.

A nebulosa planetária "Esquimó" NGC 2392