Evolução estelar: maturidade

Como foi visto anteriormente neste post, as estrelas se formam a partir de nuvens de gás que se colapsam, esquentam a formam uma massa, que posteriormente pode iniciar a queima de hidrogênio, caracterizando a entrada da estrela na chamada sequência principal.

Zoom na estrela Sirius, mostrando a sua pequena companheira Sirius B, uma estrela anã branca (clique para ampliar). Crédito: NASA, H.E. Bond & E. Nelan (Space Telescope Science Institute, Baltimore, Md.); M. Barstow & M. Burleigh (University of Leicester, U.K.); & J.B. Holberg (University of Arizona)

A sequência principal (SP) é uma fase da evolução estelar caracterizada pela estabilidade da estrela, onde ela queima o hidrogênio tranquilamente por milhões, bilhões ou até trilhões de anos sem sofrer alterações muito intensas. A SP tem esse nome porque a maioria das estrelas vistas daqui da Terra, quando plotadas em um gráfico de temperatura x brilho (Diagrama H-R), formam uma linha contínua.

Toda estrela passa pela sequência principal, independente da sua temperatura, massa ou composição. O que muda é quanto tempo ela permanece nessa fase. Uma estrela com 1 massa solar passa cerca de 10 bilhões de anos na sequência principal, enquanto que estrelas mais massivas passam apenas alguns milhões de anos nesta fase. Já uma estrela de 0,1 massas solares permanecerá na SP por 3 trilhões de anos (segundo modelos computacionais simulados). O Sol atualmente se encontra no meio da SP (tem aproximadamente 5 bilhões de anos de idade).

É importante lembrar que “queimar” não é a melhor expressão para caracterizar o consumo do hidrogênio em uma estrela. Ele se transforma em hélio através de processos complexos: a cadeia próton-próton ou o ciclo de carbono-nitrogênio. A primeira (que ainda possui 3 caminhos diferentes) ocorre em estrelas de baixa massa e/ou formadas em nuvens moleculares pouco contaminadas por elementos pesados. Já o ciclo CN ocorre em estrelas massivas e formadas em nuvens moleculares que continham quantidades significativas de elementos mais pesados – normalmente são restos de outras estrelas que já viveram, produziram carbono no seu interior e explodiram em sua morte (supernova).

Apesar de ser uma fase tranquila (analisando a sua vida como um todo), uma estrela na sequência principal é um objeto que está além da nossa imaginação. O Sol está a 150 milhões de quilômetros longe de nós; sua luz (que, surpreendentemente, viaja na velocidade da luz!) leva 8 minutos pra chegar aqui, e mesmo com toda a proteção da atmosfera, nós não podemos sequer olhar para o Sol, do contrário nossa visão ficará seriamente debilitada! Você já imaginou o quão hostil é o ambiente nas redondezas de uma estrela comum e normalzinha como o Sol? De fato, astronautas tem que usar várias camadas de proteção contra a radiação, já que não tem a proteção da atmosfera.

E se você achava que isso é ruim, pior ainda é a radiação cósmica que vem de outras regiões do universo. Felizmente, o sistema solar possui uma espécie de camada de proteção, a heliosfera, que impede que nosso precioso planetinha passe um tremendo perrengue, sendo bombardeado por radiações gama.

A tranquilidade da sequência principal de uma estrela pode ser rompida, caso ela esteja perto de outros objetivos igualmente massivos. Um recente estudo publicado na revista Science diz que as estrelas mais brilhantes quase sempre tem uma companheira menor em órbita, que eventualmente vai “sugar” uma parte do seu hidrogênio para alimentar suas próprias reações nucleares. Talvez eu escreva um post só sobre esse estudo nos próximos dias.

Fique ligado para a próxima fase da evolução estelar: o envelhecimento; vai ter muitas explosões!

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