Abordaremos no post de hoje estrelas mais massivas que nosso Sol, geralmente classificadas como aquelas com mais de 8 massas solares que seguem um ciclo de vida mais rápido, mais energético e muito mais violento do que estrelas de massa baixa ou média, como o nosso Sol.
Estrelas massivas são fornalhas cósmicas fabricando elementos pesados como oxigênio, carbono, ferro, entre outros, e os espalham tornando possível a formação de planetas rochosos e vida. Também são as responsáveis pelas supernovas e pelas ondas gravitacionais (no caso de fusões de buracos negros ou estrelas de nêutrons).
Ciclo de vida estelar
Assim como dito em posts relacionados, a massa necessária para formar uma estrela depende da massa de Jeans, que é o valor crítico para que uma nuvem molecular colapse sob sua própria gravidade. Para uma estrela como o Sol cerca de ~ 2 × 10³⁰ kg. A nuvem original precisa ser muito maior que a estrela final, porque boa parte do gás se dispersa (ventos estelares, radiação, ejeção de jatos). Por exemplo, uma nuvem de 100 M☉ pode formar 1–10 estrelas de massas diversas.
A pressão na nuvem molecular inicial é muito baixa , com certca de 10⁻¹⁴ atm ou menos. À medida que o colapso ocorre no centro da protoestrela, a pressão atinge 10¹⁶ a 10¹⁷ Pascal para começar a fusão do hidrogênio. Pra comparação a pressão atmosférica da Terra é ~10⁵ Pa. Para mais informações sobre o que seria essa massa de Jeans, acesse nosso post Ep 3 – O berçario estelar.
Uma curiosidade interessante é que estrelas extremamente massivas podem chegar a 100–150 M☉, mas perdem muita massa por ventos estelares. Para uma fusão avançada além do hélio, a estrela precisa ter cerca de + que 8 massas solares e para chegar até a formação de um núcleo de ferro e as temperaturas necessárias no núcleo para fundir elementos mais pesados são altíssimas:
| Processo de fusão | Elemento principal fundido | Temperatura central em Kelvin |
| Hidrogênio → Hélio (Sequência Principal) | H | ~10 milhões de Kelvin |
| Hélio → Carbono (Fusão triplo-alfa) | He | ~100 milhões de Kelvin |
| Carbono → Oxigênio, Neônio | C | ~500 milhões de Kelvin |
| Neônio → Oxigênio, Magnésio | Ne | ~1,2 bilhões de Kelvin |
| Oxigênio → Silício, Enxofre | O | ~1,5 bilhões de Kelvin |
| Silício → Ferro (processo de captura alfa) | Si | ~3 bilhões de Kelvin |
A pressão no núcleo é extrema, estimativas típicas apresentam valores próximos a 1017 para fusão de hidrogênio como dito antes, e cerca de 1025 para a fusão de silício em ferro. A ordem de grandeza aumenta porque a gravidade intensa mantém o núcleo colapsado, enquanto o calor da fusão tenta expandi-lo.
Análise quantitativa
Existem algumas fórmulas, maneiras e conceitos matemáticas de se prever e equacionar o que ocorre dentro do núcleo para que a fusão nuclear seja possível, a Energia de fusão liberada por exemplo pode ser descrita pela Lei de Bethe–Weizsäcker, onde :
Temos também a equação de equilíbrio hidrostático que representa bem como uma estrela consegue se manter estável entre a expansão desenfreada da reação nuclear e o colapso gravitacional, e temos conceitos que representam a cadeia de reações que ocorre em seu interior que mantém a fusão acontecendo. Esses e outros conceitos abordaremos melhor em posts específicos sobre o equilíbrio hidrostático estelar e a fusão nuclear.
O fim de uma Gigante!
Após esse post, espero que tenha ficado claro que Gigantes azuis são estrelas muito massivas (tipicamente > 10 M☉) que estão na fase em que queimam hidrogênio de forma intensa no núcleo. Sua cor azul indica temperaturas superficiais altíssimas: 20.000 K a 50.000 K e elas são luminosas e compactas em relação à sua massa. O mais incrível é…. que uma certa mudança ocorre em seu fim.
Quando o hidrogênio do núcleo se esgota, o núcleo agora, composto principalmente de hélio, não gera mais energia suficiente para sustentar a pressão interna, ou seja a gravidade vence, dessa maneira o núcleo colapsa, aumentando dramaticamente sua temperatura e ao mesmo tempo, as camadas externas, ainda ricas em hidrogênio, sentem o aumento de energia vinda da casca onde o hidrogênio continua a queimar em uma camada ao redor do núcleo.
Esse novo equilíbrio faz a estrela se dilatar e o núcleo contrai, se esquenta e inicia a fusão de hélio em carbono, assim como estrelas de baixa massa; porém como a energia liberada não consegue escapar rapidamente, ela se acumula e infla a atmosfera estelar, sendo assim a camada externa se expande milhares de vezes o raio original e a temperatura da superfície cai (tornando-se assim avermelhada).
Percebe-se então que assim como estrelas de massa menor, uma estrela massiva nasce de uma nuvem molecular, que colapsa devido à gravidade. A alta densidade gera uma protoestrela, que aquece até iniciar a fusão nuclear. Na fase de Sequência Principal, a estrela funde hidrogênio em hélio no núcleo. A diferença é que estrelas massivas gastam seu combustível muito mais rápido. Por exemplo, uma estrela com 20 vezes a massa do Sol pode viver apenas alguns milhões de anos, enquanto o Sol viverá cerca de 10 bilhões de anos até que, quando o hidrogênio do núcleo acabar, o núcleo colapsa parcialmente, a fusão de hélio começa e camadas externas se expandem, sendo assim a estrela se torna uma supergigante. Dependendo da massa e da perda de massa estelar, pode se tornar uma supergigante vermelha ou azul. A maior diferença entre estrelas muito massivas e estrelas de baixa massa, é que a fusão prossegue além do hélio: carbono, oxigênio, neônio, silício… até formar um núcleo de ferro e na fusão do ferro, não há liberação de energia, então o equilíbrio acaba. Este é o resumo de tudo que discutimos até aqui e se você quiser saber mais detalhes do que ocorre na fase de supergigante, tanto no caso das estrelas de baixa massa quanto das massivas, é só acompanhar nossos posts.
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