Estrela Gigante Vermelha

O aparecimento da gigante

Eventos durante a gigante

Recursos

O diagrama Hertzsprung-Russell, que mostra as relações entre estrelas em astronomia, afirma que uma estrela gigante vermelha é qualquer estrela grande não principal que tenha uma classificação estelar de K ou M. Uma estrela gigante vermelha é um tipo de estrela que esgotou o fornecimento primário de combustível hidrogénio no seu núcleo e está agora a utilizar outro elemento como o hélio como combustível para as suas reacções de fusão termonuclear produtoras de energia. A estrela Aldebaran (o olho do touro) na constelação Taurus é um exemplo de uma estrela gigante vermelha. A fusão com hidrogénio continua fora do núcleo e faz com que a estrela se expanda dramaticamente, tornando-a num gigante. A expansão também arrefece a superfície da estrela, o que a faz parecer vermelha. As estrelas gigantes vermelhas estão perto do fim das suas vidas, e morrem ou numa explosão de supernova, ou mais calmamente como uma nebulosa planetária. Ambos os destinos envolvem a expulsão das camadas exteriores da estrela, que deixam para trás o pequeno núcleo exposto.

O início da gigantesca fase

As estrelas são objectos auto-gravitantes, o que significa que são mantidas juntas pela sua própria gravidade. O campo gravitacional de uma estrela tenta comprimir a matéria da estrela em direcção ao seu centro, tal como a gravidade da Terra puxa pessoas e objectos materiais em direcção ao seu centro. Uma vez que as estrelas são gasosas, encolheriam drasticamente se não fossem as reacções de fusão termonuclear que ocorrem nos seus núcleos. Estas reacções, que nas estrelas saudáveis envolvem a conversão de quatro núcleos de hidrogénio em um núcleo de hélio, produzem energia que aquece o gás da estrela e lhe permite resistir à força da gravidade tentando comprimi-la.

As estrelas, incluindo o sol, utilizam hidrogénio como combustível termonuclear por duas razões: Primeiro, as estrelas são maioritariamente feitas de hidrogénio, pelo que é abundante; segundo, o hidrogénio é o elemento mais leve, mais simples, e funde-se a uma temperatura mais baixa do que outros elementos. A reacção hidrogénio-hélio, que ocorre em todas as estrelas, é a mais fácil de iniciar para uma estrela.

Embora as estrelas sejam enormes, acabam por ficar sem combustível hidrogénio. O tempo necessário para que isto aconteça depende da massa da estrela. Estrelas como o sol levam cerca de 10 mil milhões de anos a esgotar o hidrogénio nos seus núcleos, enquanto as estrelas mais maciças podem levar apenas alguns milhões de anos. À medida que a estrela começa a ficar sem hidrogénio, a taxa de reacções de fusão no seu núcleo diminui. Como não se produz tanta energia, a gravidade começa a superar a pressão do gás aquecido, e o núcleo começa a encolher. Contudo, quando um gás é comprimido, fica mais quente, de modo que à medida que o núcleo fica mais pequeno, também aquece. Este é um ponto crítico na vida da estrela, porque se o núcleo pode aquecer até cerca de 100 milhões de Kelvin, então estará suficientemente quente para que a fusão do hélio comece. O hélio, as cinzas das reacções de fusão anteriores no núcleo da estrela, tornar-se-ão a nova fonte de energia.

Uma estrela à beira da ignição do hélio é mostrada na Figura 1. Estrelas muito mais pequenas do que o sol são incapazes de acender o seu hélio. Não só a sua gravidade também

é fraca para os seus núcleos atingirem a temperatura necessária, como os seus interiores são mais bem misturados do que os de estrelas mais maciças. As cinzas de hélio em estrelas de baixa massa nunca têm oportunidade de recolher no núcleo, onde podem ser utilizadas como uma nova fonte de combustível.

As estrelas como o sol, no entanto, desenvolvem um núcleo rico em hélio. Quando os seus núcleos aquecem o suficiente (cerca de 100 milhões de Kelvin), o hélio inflama-se, começando a fundir-se em carbono e oxigénio.

Eventos durante a vida gigante

As estrelas de fusão de hélio encontraram uma forma de se manterem contra a sua própria gravidade, mas há um senão. A quantidade de energia que uma estrela obtém de uma determinada reacção de fusão depende da energia de ligação dos elementos envolvidos (Figura 2).

Quando o hélio se esgota, o ciclo agora descrito começa de novo. O núcleo contrai-se e aquece, e se a temperatura subir para 600 milhões de Kelvin, o carbono começará a reagir, produzindo ainda mais energia do que a fase de queima do hélio. Isto, no entanto, não acontecerá ao sol. O seu núcleo não aquecerá o suficiente, e no final da sua fase gigante vermelha, o sol libertará as suas camadas exteriores, que se expandirão para o espaço como uma nebulosa planetária. Algumas destas nebulosas parecem anéis de fumo gigantes. Tudo o que restará será o minúsculo núcleo, feito de carbono e oxigénio, as cinzas dos processos finais de fusão.

Se estiver destinado a tornar-se uma nebulosa planetária ou uma supernova, um gigante vermelho perde matéria ao ejectar um vento estelar forte. Muitos gigantes vermelhos são rodeados por nuvens de gás e poeira criadas por este ejectado

material. A perda de massa criada por estes ventos pode afectar a evolução e estado final da estrela, e o material ejectado tem uma profunda importância para a evolução da galáxia, fornecendo material cru interestelar para a formação das futuras gerações de estrelas.

KEY TERMS

Energia de ligação- A quantidade de energia necessária para separar um núcleo atómico.

Fusão- A conversão de núcleos de dois ou mais elementos mais leves num único núcleo de um elemento mais pesado. A fusão é o processo que as estrelas utilizam para produzir energia para se suportarem contra a sua própria gravidade.

Nebula- Uma nuvem de gás que é as camadas exteriores expelidas de uma estrela gigante de massa média (cerca de 0,5 a 3 massas solares).

Queima de cascas- A fusão de elementos mais leves em elementos mais pesados numa “casca” aproximadamente esférica fora do núcleo da estrela. A queima da concha ocorre após o elemento de fusão ter sido esgotado no núcleo. As reacções de fusão envolvendo esse elemento afastam-se do núcleo como um anel de chama que se afasta de uma fogueira.

Supernova- A fase final de colapso de uma estrela super-gigante.

Estrelas maciças, contudo, podem aquecer os seus núcleos o suficiente para encontrar várias novas fontes de energia, tais como carbono, oxigénio, néon, e silício. Estas estrelas podem ter várias conchas de fusão (Figura 3). Pode-se pensar em todo o palco gigante vermelho como um acto de autopreservação. A estrela, num esforço contínuo para evitar que a sua própria gravidade a esmague, encontra novas fontes de combustível para prolongar a sua vida durante o máximo de tempo que for capaz. A situação em rápida mudança no seu núcleo pode fazer com que se torne instável, e muitos gigantes vermelhos mostram uma marcada variabilidade. Um campo interessante da investigação moderna envolve a criação de modelos informáticos de estrelas gigantes que reproduzem com precisão os níveis observados e a variação da produção de energia dos gigantes.

Recursos

BOOKS

Arny, Thomas. Explorações: Uma Introdução à Astronomia. Boston, MA: McGraw-Hill, 2006.

Chaisson, Eric. Astronomia: Um Guia do Universo para Principiantes. Upper Saddle River, NJ: Pearson/Prentice Hall, 2004.

Freedman, Roger A. Universo, Estrelas, e Galáxias. Nova Iorque: W.H. Freeman, 2005.

Krumenaker, Larry, ed., NJ: Upper Saddle River, 2005.

The Characteristics and the Life Cycle of Stars (As Características e o Ciclo de Vida das Estrelas): Uma Antologia do Pensamento da Corrente. Nova Iorque: Rosen Publishing Group, 2006.

Zelik, Michael. Astronomia: O Universo em Evolução. Cambridge e Nova Iorque: Cambridge University Press, 2002.

Jeffrey C. Hall