Vamos explicar melhor neste post como uma estrela como nosso Sol surge e que transformações ocorrem em seu ciclo de vida estelar.
Nasce uma Estrela
Seguindo o passo a passo que apresentamos no decorrer de nossa história, uma perturbação externa pode desestabilizar uma parte de uma nuvem molecular, criando regiões mais densas chamadas de glóbulos de Bok. Nessas regiões, a gravidade vence a pressão interna e o gás começa a colapsar. À medida que o colapso avança, a região central fica cada vez mais densa e quente, formando um núcleo protoestelar.
Em torno dela, há um disco de acreção de gás e poeira que alimenta o crescimento da protoestrela e a energia liberada durante o colapso faz com que a protoestrela brilhe por radiação infravermelha, mas a fusão nuclear ainda não começou. No estágio T Tauri quando o núcleo central atinge algumas dezenas de milhões de Kelvin, a protoestrela entra na fase T Tauri, caracterizada por intensa atividade magnética, ventos estelares fortes e ejeção de jatos bipolares que varrem o material excedente.
Nesse estágio, a estrela ainda é instável mas quando a temperatura e a pressão no núcleo atingem ~10 milhões de Kelvin, os prótons começam a fundir-se via o ciclo próton-próton, transformando hidrogênio em hélio e liberando energia. Essa energia cria uma pressão de radiação que equilibra a gravidade e o estado de equilíbrio hidrostático é atingido. Agora, a estrela se estabiliza no que chamamos de sequência principal .
A massa de uma estrela é o fator mais importante para determinar seu destino, pois, estrelas de baixa massa como o nosso Sol, e estrelas gigantes seguem caminhos de evolução muito diferentes justamente devido a este fator. As estrelas chamadas de baixa massa, como o Sol, têm entre 0,1 e 2 massas solares (M☉). Nosso Sol, por exemplo, tem 1 M☉, enquanto estrelas ainda menores, como as anãs vermelhas, podem ter apenas uma fração disso, entre 0,1 e 0,5 M☉. Estrelas massivas, ou gigantes, possuem massas muito maiores, ultrapassando 8 M☉ e podendo chegar a 50, 100 M☉ ou até mais. Exemplos famosos são Betelgeuse, com cerca de 20 M☉, ou Eta Carinae, que pode ter mais de 100 M☉.
A diferença de massa impacta o modo como essas estrelas geram energia. Estrelas massivas têm núcleos muito mais quentes, o que acelera as reações de fusão nuclear, por isso embora contenham muito mais combustível, elas o consomem muito mais rápido. O Sol, por exemplo, passará cerca de 10 bilhões de anos na sequência principal, queimando hidrogênio em hélio de forma relativamente lenta. Já uma estrela gigante, com 20 M☉, pode gastar todo seu combustível em apenas 10 milhões de anos — uma fração minúscula do tempo de vida do Sol.
Quando uma estrela de baixa massa esgota seu hidrogênio, ela se expande para se tornar uma gigante vermelha, depois expele suas camadas externas formando uma nebulosa planetária, enquanto o núcleo que sobra se torna uma anã branca — um objeto quente e denso, mas sem novas fusões nucleares. Estrelas gigantes por outro lado, vivem um final muito mais dramático. Fundem elementos cada vez mais pesados até o ferro; quando o núcleo não consegue mais produzir energia para sustentar o equilíbrio contra a gravidade, ele colapsa de forma catastrófica, gerando uma supernova. No centro da Supernova onde se encontrava a estrela o que sobra pode se tornar uma estrela de nêutrons ou até mesmo um buraco negro, dependendo da massa remanescente.
Estrelas de baixa massa
Nosso Sol está na fase que chamamos de sequência principal há ~4,6 bilhões de anos. Ele ainda tem combustível de hidrogênio suficiente para continuar assim por mais uns 4-5 bilhões de anos antes de evoluir para as próximas etapas (gigante vermelha, nebulosa planetária e então anã branca). Neste momento ele está fundindo hidrogênio (H) em hélio (He) em seu núcleo. O processo dominante é o ciclo próton-próton (pp), que é a cadeia de reações mais comum em estrelas de massa similar ou menor que a do Sol. Nele, quatro prótons (núcleos de hidrogênio) se combinam, através de reações em cadeia, para formar um núcleo de hélio-4, liberando energia na forma de radiação (fótons gama), neutrinos e pósitrons.
Quando o hidrogênio central acabar (em ~4-5 bilhões de anos), o núcleo se contrairá e aquecerá até que seja quente o bastante (~100 milhões K) para iniciar a fusão de hélio em carbono e oxigênio através do triplo-alfa. Mas isso só acontecerá na fase de gigante vermelha.
Para entender melhor como o Sol se encaixa na diversidade estelar, é interessante observar estrelas que possuem massas muito próximas da dele. Essas estrelas, chamadas de análogas solares ou gêmeas solares, são verdadeiros laboratórios naturais para estudar a evolução estelar, a formação de sistemas planetários e até a possibilidade de vida em outros mundos.
O Sol tem 1 massa solar (1 M☉) por definição. Ele é uma estrela conhecida como anã amarela, localizada na periferia da Via Láctea, a cerca de 27 mil anos-luz do centro galáctico, dentro do chamado Braço de Órion — uma das espirais menores da nossa galáxia.Existem algumas estrelas que possuem massa muito próxima a do nosso Sol, com certas semelhanças que trazem curiosidades sobre como a evolução do sistema estelar ocorre ao redor destas estrelas.
α Centauri A é um excelente exemplo de estrela muito parecida com o Sol. Sua massa é de aproximadamente 1,1 M☉, também do tipo anã amerla, exatamente o mesmo tipo espectral do Sol. Ela faz parte de um sistema triplo — o sistema Alpha Centauri, o mais próximo do nosso Sistema Solar, localizado a 4,37 anos-luz de distância na constelação do Centauro, facilmente visível do hemisfério Sul. Na verdade, α Centauri A forma um par binário com α Centauri B, que é um pouco menor, e ambos orbitam um ponto comum. Um pouco mais afastado, há também a Proxima Centauri, a estrela individual mais próxima do Sol.
Tau Ceti é outra estrela frequentemente mencionada como análoga solar. Tem cerca de 0,78 M☉, um pouco menos massiva que o Sol, e seu tipo espectral é ligeiramente mais fria e menos luminosa. Está situada a 12 anos-luz de distância, na constelação Cetus, o Monstro Marinho, que pode ser observada melhor em céus escuros entre setembro e janeiro. É famosa entre os astrônomos porque possui sinais de planetas que podem se encontrar na chamada zona habitável.
Considerada uma das “gêmeas solares” mais perfeitas, 18 Scorpii tem uma massa quase idêntica à do Sol: ~1,02 M☉, tipo espectral anã amarela, mesma temperatura, idade muito próxima, e uma composição química parecida. Ela está localizada a 46 anos-luz de distância, na constelação de Escorpião, visível principalmente nos céus de inverno do hemisfério Sul. Apresentarei aqui também a mais distante destas, Kepler-452 é um exemplo interessante descoberto pelo telescópio espacial Kepler. Tem uma massa estimada em ~1,04 M☉ e está a cerca de 1.400 anos-luz de distância, na constelação de Cygnus, o Cisne, visível nos céus de verão do hemisfério Norte. Kepler-452 é notável porque hospeda o planeta Kepler-452b, apelidado de “primo da Terra” por orbitar na zona habitável.
Essas estrelas mostram que o Sol não é único, há muitas outras estrelas parecidas espalhadas pela galáxia. A semelhança em massa, temperatura e composição química faz dessas análogas solares objetos valiosos para estudar como o Sol evolui, como sistemas planetários se formam e como outras Terras podem existir orbitando estrelas que são, em muitos aspectos, praticamente irmãs do nosso Sol. Em posts futuros posso abordar detalhadamente informações e curiosidades sobre cada estrelas e planetas que orbitem seu centro de massa.
O fim de uma estrela
Nosso Sol, atualmente uma tranquila anã amarela da sequência principal, não permanecerá assim para sempre. Como dito, dentro de aproximadamente 4 a 5 bilhões de anos, ele começará a viver uma das fases mais marcantes de sua existência: a transformação em uma gigante vermelha. Esse processo ocorre porque o Sol, como todas as estrelas de massa semelhante, está consumindo lentamente o hidrogênio em seu núcleo para produzir hélio por meio de fusão nuclear. Durante bilhões de anos, o equilíbrio entre a pressão de radiação para fora (causada pela energia liberada na fusão) e a força gravitacional para dentro mantém a estrela estável.
No entanto, com o tempo, o hidrogênio no núcleo se esgota e só pra reforçar, a fusão ocorre apenas no núcleo, todo o material nas outras camadas do Sol não é fundido. Quando isso acontece, o núcleo do Sol, agora formado principalmente de hélio inerte, não consegue mais produzir energia por fusão de hidrogênio ali. Sem essa fonte central de pressão, a gravidade vence: o núcleo começa a se contrair sob seu próprio peso, aumentando drasticamente a temperatura.
Enquanto isso, uma camada de hidrogênio ao redor do núcleo ainda contém combustível suficiente para continuar fundindo. Essa chamada “casca de fusão” passa a gerar energia de forma ainda mais intensa. O resultado é que o núcleo contrai, mas as camadas externas da estrela recebem mais energia do que antes. Isso faz com que elas se expandam enormemente. Conforme a estrela se expande, sua superfície esfria, mudando de cor: de amarelada passa a ter um tom alaranjado ou avermelhado, característico das Gigantes Vermelhas. O Sol, que hoje tem um diâmetro de aproximadamente 1,4 milhão de quilômetros, poderá alcançar um raio até 100 vezes maior, engolindo provavelmente Mercúrio, Vênus e talvez até a Terra.
Nesse estágio, o núcleo continua a se contrair e esquentar até atingir temperaturas em torno de 100 milhões de Kelvin, o suficiente para que inicie a fusão de hélio em carbono e oxigênio, por meio do chamado processo triplo-alfa. Essa nova fase de fusão estabiliza a estrela temporariamente até que uma nova transformação venha a ocorrer no futuro, mas isso é um assunto para outro post.
Caso queira saber sobre livros que abordam bem os assuntos sobre o ciclo de vida de estrelas de sequência principal, você pode consultar livros como : Estrelas e outros corpos celestes: Astrofísica para leigos e também Astronomia: os astros, a ciência, a vida cotidiana.
Gostou de saber um pouco mais sobre o surgimento, vida e fim de estrelas do tamanho do nosso Sol ? Pra saber, continue acompanhando nossos posts.
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