Quando colocamos as estrelas em um gráfico das suas luminosidades versus suas cores, como será possível visualizar no diagrama HR, na figura 4, vemos que a maioria delas se distribui em uma faixa contínua. É esta faixa que chamamos de Sequência Principal.
Como em nossa última abordagem chegamos até a entrada de uma estrela na Sequência Principal, a partir de agora iremos entender como é feita a classificação das estrelas. Para este estudo consideraremos apenas a evolução de estrelas sozinhas, ou seja, que só dependerão de sua própria massa.
Começaremos compreendendo a relação massa-luminosidade (já mencionada anteriormente), a estrutura interna de uma estrela, a geração de energia a partir da fusão do hidrogênio e o tempo de vida de uma estrela.
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Relação Massa-Luminosidade
As estrelas na sequência principal obedecem à relação massa–luminosidade. Elas permanecem nesta faixa de classificação apenas enquanto houver a transformação de Hidrogênio em Hélio. Para você compreender como essa relação funciona iniciaremos com o estudo sobre o Diagrama HR.
O diagrama de Hertzsprung Russel (HR), foi descoberto de forma independente por Ejnar Hertzsprung, e em 1911 por Henry Norris Russel. Este diagrama determina uma relação existente entre a luminosidade de uma estrela é sua temperatura superficial. As estrelas hoje são classificadas de acordo com sua luminosidade.
No diagrama HR você poderá identificar diferentes tipos de estrelas, uma atividade para estudo estará sendo proposta na sequência dos estudos (Atividade 4). Estas informações são medidas daqui da terra mesmo, ou foram realizadas por telescópios que orbitam a terra. A cor no diagrama HR reflete a temperatura da superfície da estrela. Acima da sequência principal, vemos as gigantes e supergigantes, abaixo vemos as anãs brancas. Na sequência principal, a luminosidade das estrelas e também sua temperatura decresce quando nos deslocamos da esquerda para a direita. Quanto mais luminosa e quente uma estrela da sequência principal, maior também será a sua massa.
Figura 4: Diagrama HR.
Fonte: Disponível em: <http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node2.htm>. Acesso em 23 de abril de 2017.
A luminosidade e a temperatura também são abordadas como magnitude absoluta. A luminosidade pode ser encontrada pela magnitude aparente de um objeto celeste, e a temperatura a partir da sua cor ou tipo espectral. Algumas estrelas próximas a Terra permitiram realizar as medições. A relação entre estas grandezas é que tanto a magnitude quanto a cor da estrela são afetadas pela mudança da temperatura, como é mostrado no diagrama HR.
Como uma maneira de se testar uma teoria física é comparar os resultados previstos por ela com as medidas experimentais (observacional, neste caso que é tratado pela Astrofísica), as previsões da teoria de evolução estelar utilizam-se das grandezas mais facilmente observáveis que são a temperatura superficial (T) e a luminosidade (L) das estrelas. As outras grandezas observáveis são a massa (M), o raio (R) e a composição química das camadas externas.
O diagrama possibilita prever os níveis de evolução de algumas estrelas. Portanto, estudaremos estes diagramas de uma forma mais aprofundada em atividades propostas no decorrer deste módulo. Antes disso precisaremos compreender o interior das estrelas, pois os processos que ocorrem em seu interior são fatores fundamentais para sua evolução.
A sequênciaPrincipal
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O interior de uma estrela
As estrelas são enormes esferas de gás muito quente e de radiação eletromagnética, que irradiam energia no espaço interestelar. A energia que é emitida na sua superfície é produzida em seu interior, mais exatamente em seu centro chamado de núcleo. Como já estudado na termodinâmica, o calor, isto é, a energia térmica, flui das regiões quentes para as regiões frias. Ou seja, o centro da estrela deve ser muito mais quente que a sua superfície.
As estrelas apresentam três regiões principais, definidas como sendo o núcleo, uma zona convectiva e uma zona radiativa. Em cada uma destas regiões ocorrem fenômenos distintos que são fundamentais para que a estrela não entre em colapso. O link a seguir permitirá a você compreender melhor os conceitos e processos que ocorrem no interior das estrelas, mostrando esquemas mais ilustrativos. Link: <http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/struct/struct_st.htm >.
Os interiores das estrelas em geral são tratados como gases ideais e seguem a Lei dos gases ideais. A medida em que hidrogênio é transformado em hélio nas fusões termonucleares, que ocorrem nas regiões centrais de uma estrela, este elemento começa a se acumular no centro. Para o Hélio voltar a participar das reações nucleares será necessário temperaturas muito elevadas, assim se a região central da estrela não atingir estas temperaturas ela cederá à pressão gravitacional, contraindo-se até que sua densidade se torne grande o suficiente para que ocorra o fenômeno da degenerescência.
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Geração de energia em uma estrela
Você já se perguntou por que estrelas brilham?
Pois então, esta pergunta de por que as estrelas brilham só foi levantada pelos estudiosos do século XIX, quando a termodinâmica estava se desenvolvendo. A energia térmica e luminosa vinda do Sol precisavam ter uma fonte. Aí começaram as buscas por explicar a fonte das luzes que observamos no céu.
A explicação para o brilho das estrelas vem quando compreendemos como ocorrem as reações nucleares nas estrelas. Para isso é necessário conhecer o processo de Fusão Termonuclear.
Ao estudar eletromagnetismo você compreende que duas partículas de mesma carga elétrica, em condições “normais”, são repelidas entre si pela força coulombiana. A repulsão de Coulomb é conhecida como barreira de Coulomb, medida em elétron-volt (eV), e depende da carga e raio dos núcleos envolvidos. No caso do hidrogênio, que é o primeiro elemento a ser queimado por uma estrela, a barreira de Coulomb tem valor de 400000 eV. Quando os núcleos adquirem energia térmica, aumentam sua temperatura, a agitação das partículas consegue vencer a barreira de Coulomb e então os átomos juntam-se formando um só núcleo. Esse processo é chamado de Fusão Termonuclear.
As reações de fusão nuclear que ocorrem nas estrelas possuem várias etapas, sendo as mais comuns o ciclo próton-próton, o ciclo CNO (carbono-nitrogênio-oxigênio) e o ciclo triplo alfa. O primeiro ocorre predominantemente nas estrelas mais frias transformando hidrogênio em hélio (que é também o caso do Sol) , o segundo ocorre em temperaturas intermediárias, e também transformando hidrogênio em hélio, e o terceiro ocorre em altas temperaturas transmutando hélio em carbono. No entanto, cada processo entre os mencionados anteriormente podem ocorrer em uma única estrela no decorrer de sua vida, dependendo da temperatura que ela atinge.
Em seu estágio na sequência principal, as estrelas obtém a sua energia pela fusão de hidrogênio. Isso ocorre na fusão de dois prótons para formar um dêuteron (núcleo do deutério), um pósitron (antipartícula do elétron) e um neutrino, isto é o chamamos de Ciclo do Hidrogênio. Depois da etapa em que dois prótons se combinam para formar um deutério, outras etapas irão gerar um núcleo de Hélio-4 a partir de 4 prótons. A figura a seguir mostra o processo de fusão descrito.
Figura 5: Fusão de dois hidrogênio (próton) formando deutério, liberando um pósitron e um neutrino.
Fonte: Editada. OLIVEIRA FILHO, Kepler de Souza; SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira. Astronomia e astrofísica. 3. ed. São Paulo: Editora Livraria da Física, 2013.p.
Como já era de se esperar, adotaremos a Química como nossa aliada. A compreensão dos ciclos dos elementos é um aspecto fundamental nesta nossa jornada.
Como curiosidade, temos que a fusão do hidrogênio é tratada como sendo um processo lento. Mas para você tentar ter uma noção disso, a cada segundo 640 milhões toneladas de hidrogênio são transformadas no Sol em He-4, o que gera 3,8x10^26(notação científica) joules de energia. Estas relações de energias são tratados aqui pela equação E = mc² de Einstein, ou seja, a conversão da tão famosa “massa das estrelas” em energia que mencionamos muitas vezes.
Você se lembra que no início mencionamos que a maioria dos átomos em nossos corpos foram feitos dentro das estrelas? Pois então chegou a hora de relacionarmos isso com nosso estudo. No vídeo a seguir esta afirmação ficará mais clara. Vamos lá? Bom vídeo!
“Dentro de cada um de nós existe uma parte das estrelas!”
Começaremos a partir de agora a relacionar as massas das estrelas com a sua evolução. Como foi mencionado no vídeo anterior, as estrelas para produzirem determinados elementos precisam atingir altas temperaturas. Estrelas com altas temperaturas apresentam colorações diferenciadas (como previsto no diagrama HR). Para as estrelas com maiores variações de massas existe a formação de outros elementos.
Estrelas que possuem massa entre 0,08 e 0,45 massas solares (as anãs vermelhas), transformam a maior parte de suas massas em hélio, mas nunca atingem temperaturas altas o suficiente no núcleo para fundir o Hélio. Estas estrelas evoluirão para anãs brancas com núcleo de hélio.
Para atingir altas temperaturas e realizar a fusão de Hélio, a estrela precisa ser uma gigante. Uma estrela ao atingir a temperatura de 100 milhões de Kelvins, ela iniciará a fusão do hélio no núcleo, pela reação triplo-alfa, em que três núcleos de hélio (três partículas alfa) se combinam em um núcleo de carbono. Nesse caso, duas partículas alfa interagem para formar o berílio.
Chegamos neste momento ao final da Sequência Principal, pois as estrelas permanecem nesta região enquanto estiverem transformando hidrogênio em hélio no núcleo. Para compreendermos melhor as demais relações de formação e “queima de elementos” precisaremos estudar o processo chamado de Nucleossíntese.
Simulação
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