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Evolução Final das Estrelas

O destino final das estrelas, depois de consumir todo o seu combustível nuclear, depende de duas coisas: primeiro, se a estrela é simples ou faz parte de um sistema binário ou múltiplo, e 60% das estrelas faz; e segundo, de sua massa inicial. Se a estrela faz parte de um sistema binário ou múltiplo, sua evolução depende tanto da massa quanto da separação entre as estrelas, que determinará quando na evolução as estrelas interagirão.

Simulação da evolução de uma estrela como o Sol, que passa para a fase de gigante, supergigante, ejeta uma nebulosa planetária e transforma-se em uma anã branca.
Equilíbrio Hidrostático

Esquema de evolução estelar, não em escala, para massas diferentes.

Se a massa estiver abaixo de 0,08 M_Sol=73 M_Júpiter, ela será uma anã marrom. Não será uma estrela pois nunca terá reações nucleares transformando hidrogênio em hélio.

50 novas Anãs-Marrons descobertas na Nuvem de Órion pelo Telescópio Espacial.

Se a estrela não faz parte de um sistema binário ou múltiplo, sua evolução depende somente de sua massa inicial.

Se a massa da estrela for entre 0,08 M_Sol e 0,8 M_Sol ela se tornará uma anã branca com núcleo de hélio. Se a estrela iniciar sua vida com massa menor do que 0,8 M_Sol, a idade do Universo ainda não é suficiente para esta estrela ter evoluído além da seqüência principal. Se a estrela iniciar com massa entre 0,8 e 10 M_Sol, após consumir o hidrogênio no centro, a estrela passará pela fase de gigante e depois de supergigante, ejetará uma nebulosa planetária, e terminará sua vida como uma anã branca com massa da ordem de 0,6 M_Sol, e raio de cerca de 10 000 km.

Nebulosa Planetária NGC3132, fotografada pelo Telescópio Espacial Hubble. Existem aproximadamente 10 000 nebulosas planetárias em nossa galáxia. A nebulosidade permanece visível por aproximadamente 10 000 anos após sua ejeção pela estrela, no ramo gigante assintótico. O termo nebulosa planetária foi dado porque algumas se parecem com o planeta Urano, quando olhadas através de um telescópio pequeno.

Quando estas estrelas transformam o hélio nuclear em carbono, elas saem do ramo das gigantes e passam para o ramo horizontal. Quando o hélio nuclear foi todo transformado em carbono, e parte em oxigênio, as estrelas entram no ramo das supergigantes, chamado também de Ramo Assintótico das Gigantes (AGB).

Se a estrela iniciar sua vida com massa entre 10 e 25 M_Sol, após a fase de supergigante ela ejetará a maior parte de sua massa em uma explosão de supernova, e terminará sua vida como uma estrela de nêutrons, com uma temperatura superficial acima de 1 milhão de graus K, massa de cerca de 1,4 M_Sol, e raio de cerca de 20 km. Se esta estrela possuir campo magnético forte, ela emitirá luz direcionada em um cone em volta dos pólos magnéticos, como um farol, e será um pulsar.

Seqüência de fotos do pulsar da Nebulosa do Caranguejo.

Simulação da aproximação a um pulsar, mostrando o feixe de luz orientando com os pólos magnéticos.

Simulação da explosão de uma estrela massiva ao atingir o estágio de supernova. Animação de NASA/CXC/D.Berry & A.Hobart. A segunda imagem mostra as imagens em raio-X obtidas pelo satélite Chandra da Nebulosa do Caranguejo.

Para as estrelas ainda mais massivas, a fase de gigante e supergigante são contíguas, sem nenhum evento que marque o início da queima de hélio, do carbono, do oxigênio, do neônio, do magnésio, do silício, e assim sucessivamente, até transformar o núcleo em ferro. Quando o núcleo chega a ferro, não há mais como extrair energia através de reações de fusão nuclear, e a estrela colapsa, ejetando a maior parte de sua massa como supernova. Mas este tipo de supernova, chamado de Supernova tipo II, ejeta menos de 0,1 M_Sol em Fe, já que o Fe nuclear se fotodesintegra. Se não houver disrupção total, o que resta será uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Imagem em raio X, em falsa cor, do remanescente da supernova observada em 1572 por Tycho Brahe. Esta imagem foi obtida pelo satélite Chandra. Em azul estão representados os raios-x de mais alta energia. O remanescente está a cerca de 7500 anos-luz, na constelação de Cassiopéia, e tem uma extensão de cerca de 20 anos-luz.

As estrelas Wolf-Rayet, oriundas da evolução de estrelas de alta massa (acima de 20M_Sol), T_ef~30 000 a 60 000K, são variáveis e têm um envoltório de poeira e gás ejetado da estrela pela forte pressão de radiação (dM/dt ~2 a 10 ×10^-5 M_Sol/ano). Karel A. van der Hucht publicou em 2001 o The Seventh Catalogue of Galactic Wolf-Rayet stars, no New Astronomy Reviews, 45, 135, contendo 227 estrelas. Cerca de 350 WR já foram detectadas em outras galáxias.

Se a estrela iniciar sua vida com massa entre 25 e 100 M_Sol, após a fase de supernova restará um buraco negro, com massa da ordem de 6 M_Sol, e raio do horizonte de 18 km. O raio do horizonte, ou raio de Schwarzschild [Karl Schwarzschild (1873-1916)], é a distância ao buraco negro dentro da qual nem a luz escapa:
Para algumas estrelas massivas, os modelos de deflagração da explosão de supernova prevêem dispersão total da matéria.

A primeira imagem é uma composiçã de imagens infravermelho obtido pelo observatório espacial Spitzer (em vermelho), ótico pelo Telescópio Espacial Hubble (em amarelo), e no raio-X, pelo observatório espacial Chandra (em azul e verde). A segunda imagem, do Observatório Chandra de raio-X imageia os elementos Si, Ca e Fe na nebulosa em torno da supernova Cassiopeia A, que explodiu há 300 anos e está a 10 mil anos-luz de distância. Cada imagem, com 8,5', corresponde a 28,2 anos-luz de lado. Não existe registro histórico desta supernova, de modo que ela deve ter sido ocultada por poeira.

Simulação da deflagração do núcleo de uma supernova. O centro está representado pelo canto inferior esquerdo. O evento dura somente 1/10 de segundo e durante o qual quase toda a energia gravitacional é convertida em neutrinos, que se difundem para fora do núcleo em aproximadamente 10 segundos. Nos modelos teóricos, a deflagração ocorre se a queima do carbono se dá quando os elétrons do núcleo estão degenerados, já que um núcleo degenerado não se expande quando a temperatura aumenta. Para estrelas com massas até 7 massas solares, os modelos indicam que o início da queima do carbono se dá com os elétrons degenerados.

Um candidato a buraco negro estelar é a estrela Cygnus X1, descoberta pelo satélite de raios-X Uhuru (liberdade em Swahili, a língua do Quênia, onde o satélite foi lançado em 12.12.1970). Tom Bolton descobriu que o sistema consiste da estrela supergigante azul O9-B0 HD226868, com 40±5 massas solares, orbitando uma massa de cerca de 13 a 29 massas solares, invisível, em 5,5 dias. Esta companheira compacta é muito mais massiva que o maior limite, de 4,3 massas solares, de uma estrela de nêutrons. Cygnus X-1 é a mais brilhante fonte de raios X duros (E>20 keV) persistente, e está a cerca de 2500 pc (8000 anos-luz).
Alguns buracos negros estelares são GS2000+25, com massa entre 5,5 M_Sol e 8,8 M_Sol (Zacharias Ioannou, Edward Lewis Robinson, William F. Welsh, e Carole A. Haswell, 2004, Astronomical Journal, 127, 481), A0620-00 com massa entre 3,3 e 13,6 M_Sol (Cynthia S. Froning e Edward Lewis Robinson, 2001, Astronomical Journal, 121, 2212) e XTE J1859+226, com massa 7,4±1.1 M_Sol, detectados em sistemas binários que emitem raio-X, do gás da estrela companheira acelerado pelo buraco negro.
Se a estrela iniciar sua vida com massa acima de 100 M_Sol, a partir de uma nuvem que já contenha alguns metais, como Eta Carinae, ela ejetará a maior parte de sua massa ainda na seqüência principal, por pressão de radiação, e depois evoluirá como uma estrela de até 100 M_Sol. Eta Carinae teve várias ejeções de massa por volta de 1843, quando tornou-se tão brilhante quanto Sírius, e o homúnculo em sua volta tem cerca de 12,5 massas solares.

A supernova super-brilhante 2006gy foi causada pelo colapso de uma estrela massiva. Se a supernova fosse devido ao colapso de uma anã-branca, ela deveria ter sido 1000× mais brilhante em raio-X do que detectado pelo Chandra. Na imagem no ótico à esquerda, a fonte mais fraca é o núcleo da galáxia S0/Sa NGC 1260, a 238 milhões de anos-luz de nós. No raio-X, as duas fontes são parecidas. Cada imagem tem 2,5 segundos de arco. A energia emitida, 1×10⁵¹ ergs, corresponde a 22 M_Sol de ⁵⁶Ni.
Os elementos químicos gerados por reações nucleares no interior das estrelas e ejetados nas explosões de supernovas, e pelas perdas contínuas de massa durante a evolução das estrelas, produzem a evolução química do Universo, e geram o carbono e outros elementos que mais tarde colapsam formando planetas terrestres e até seres humanos.

Massa Inicial	Objeto Compacto	Massa Final
até 10 MSol	Anã Branca	Menor que 1,4 MSol
10 a 25 MSol	Estrela de Nêutrons	1,4 MSol
acima de 25 MSol	Buraco Negro	5 a 13 MSol

A vida do Sol na seqüência principal está estimada em 10 a 11 bilhões de anos. Uma estrela de 0,1 massas solares levará 3 trilhões de anos para sair da seqüência principal. Uma estrela de 100 M_Sol só 1 milhão de anos. Quando o Sol virar uma gigante vermelha, daqui há 6,5 bilhões de anos, a radiação solar atingindo a Terra será tão intensa que a temperatura na superfície da Terra atingirá 700 C, os oceanos ferverão, deixando a Terra seca. Mesmo a atmosfera se esvairá, pois os átomos e moléculas estarão se movendo a velocidades tão altas que escaparão da Terra. No centro do Sol, a temperatura atingirá 100 milhões de graus Kelvin, e a reação triplo-$\alpha$, descoberta pela americano Edwin Ernest Salpeter (1925-2008), iniciará, combinando três núcleos de hélio (partículas $\alpha$) em um núcleo de carbono. A massa do Sol não é suficiente para que a temperatura do núcleo alcance um bilhão de K, necessária para queimar o carbono. Desta forma, a estrutura final do Sol será de um pequeno núcleo de carbono e oxigênio, com uma camada externa de hélio, e outra mais externa de hidrogênio.

A estrela sai da seqüência principal quando 10% de seu hidrogênio total é transformado em hélio. Este é o limite Schenberg-Chandrasekhar, publicado em 1942 pelo brasileiro Mário Schenberg (1914-1990)

Mário Schenberg

e pelo indiano Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), e corresponde ao ponto da evolução de uma estrela em que o balanço de pressão no núcleo isotérmico não pode ser mais alcançado. Para uma estrela de cinco massas solares de população I, isto é, que contém metais, a queima de H se dá pelo ciclo CNO. Quando a estrela atinge o ramo das gigantes, a zona de convecção superficial atinge a região onde o hidrogênio já foi transformado em hélio, iniciando a primeira dragagem, trazendo material processado (principalmente N¹⁴) para a atmosfera da estrela. Uma segunda dragagem ocorre quando a estrela atinge o ramo gigante assintótico (AGB), e ainda uma terceira ocorre se a estrela tem massa superior a 3 M_Sol. Após passar outras centenas de milhares de anos no ponto superior direito deste diagrama, chamado de ramo gigante assintótico (AGB), a estrela ejetará uma nebulosa planetária, e o núcleo remanescente será uma estrela anã branca.

Modelo de uma estrela de 2 $M_\odot$ publicado por Falk Herwig (2005, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435). Os números próximos às etapas correspondem ao log do tempo que a estrela passa nesta etapa, em anos. A linha em azul, correspondendo a fase de renascença após um pulso térmico muito tardio, está deslocada de log T=-0.2 e log L=-0.5 para vizualização.

Diagrama HR teórico mostrando o caminho evolucionário de uma estrela até a fase de anã branca. Não importa se a estrela inicia sua evolução com 1 ou 5 massas solares, a anã branca formada terá cerca de 0,6 M_Sol. Na seqüência de esfriamento das anãs brancas, estão indicadas as três faixas de temperatura em que encontramos as anãs brancas variáveis (DOV, DBV e DAV). As variações observadas nestas estrelas permitem, pelas técnicas de sismologia, o estudo de seus interiores. Eu e meus estudantes temos estudado as anãs brancas por suas pulsações, e já descobrimos o maior diamante conhecido no Universo, a estrela BPM 37093, o mais preciso relógio ótico, a estrela G117-B15A, e já medimos a idade da nossa Galáxia, medindo a idade das estrelas mais antigas conhecidas.

Se uma anã branca com massa superior a 0,8 M_Sol fizer parte de um sistema binário próximo, é possível que, quando a estrela companheira se expandir na fase de gigante ou supergigante, transfira parte de sua massa para a anã branca a tal ponto que a massa da anã branca ultrapasse a massa de Chandrasekhar. Neste caso a anã branca explodirá como supernova tipo Ia, e cerca de 0,6 M_Sol será ejetado ao meio interestelar na forma de Fe, produzido durante a explosão. Esta é a maior fonte de Fe conhecida.

Já estrelas com massas acima de 10 massas solares evoluem muito rapidamente: uma estrela de 30 massas solares sai da seqüência principal em 5 milhões de anos; uma estrela de 5 massas solares em 70 milhões de anos. Depois da fase de gigantes, passam para supergigantes, com temperaturas nucleares de alguns bilhões de graus Kelvin, permitindo que os processos de acréscimo de partículas $\alpha$ ao produzam sucessivamente O¹⁶, Mg²⁴, Si²⁸, S³², Cl³⁵, Ca⁴⁰, Sc⁴⁵, Ti⁴⁸, ..., Fe⁵⁶ em poucas centenas de milhões de anos. Este processo termina em Fe⁵⁶ porque a energia de ligação do ferro é a mais alta, de modo que quando um Fe⁵⁶ captura um fóton, ao invés de liberar energia, ele se rompe, concluindo a evolução estelar com a explosão de uma supernova.

A ocorrência de colapsos violentos de estrelas massivas foi registrada pela primeira vez em 1054 d.C., pelos chineses, que observaram a explosão da estrela no centro da nebulosa do Caranguejo, sem saber que se tratava de um colapso. Muitos destes colapsos, que chamamos de supernovas, foram observadas em outras galáxias. A última observada a olho nu foi a SN1987A, na galáxia anã satélite de nossa galáxia, a Grande Nuvem de Magalhães.

A explosão de supernova ocorre porque, após a formação do núcleo de ferro, o núcleo colapsa violentamente em alguns segundos, sob o peso de sua própria atração gravitacional, sem ter outro combustível para liberar energia nuclear. As camadas superiores, contendo aproximadamente 90% da massa colapsam então sobre este núcleo, e após o comprimirem até o limite das leis físicas, são empurradas para fora com velocidades de milhares de quilômetros por segundo. Tanta energia é liberada em um colapso de supernova que ela brilha com a luminosidade de uma galáxia de 200 bilhões de estrelas.

Depois deste espetáculo, a supernova começa a esmaecer, podendo deixar como resíduo um núcleo extremamente compacto, uma estrela de nêutrons. Mesmo a pressão de degenerescência dos elétrons é muito pequena para parar o colapso no estágio de uma anã branca. Os elétrons livres são forçados para dentro do núcleons pelas imensas forças gravitacionais produzidas pelo colapso das camadas externas. O decaimento $\beta$ inverso que então transforma os pares de elétrons e prótons em nêutrons, libera uma imensa quantidade de neutrinos, que pode ser observada aqui na Terra.

Em fevereiro de 1987, vários detectores aqui na Terra registraram os neutrinos associados á explosão da supernova SN1987A, que está a 160 mil anos-luz de distância. Os nêutrons, tendo o mesmo spin dos elétrons, obedecem também ao princípio da exclusão de Pauli, mas sendo 2000 vezes mais massivos, podem ser comprimidos a distâncias 2000 vezes menores do que os elétrons em uma anã branca. Os nêutrons formam então um gás de nêutrons degenerados, que podem parar o colapso da supernova, se a massa inicial da estrela na seqüência principal for menor do que cerca de 25 massas solares. O diâmetro deste núcleo é de cerca de 10 km, e forma uma estrela de nêutrons, como a encontrada no centro da nebulosa do Caranguejo.

A primeira estrela de nêutrons foi detectada em 1967, quando a doutoranda da Universidade de Cambridge Jocelyn Bell Burnell (1943-), trabalhando em um experimento proposto por Antony Hewish (1924-), descobriu que certos sinais pulsados de rádio chegavam com enorme precisão a cada 1,33728 segundos, vindos da constelação de Vulpecula. A maioria dos astrônomos da época acreditava que estes pulsos eram devido a pulsações radiais de estrelas, mas Thomas Gold (1920-) calculou que pulsações deste tipo decairiam muito rapidamente, e sugeriu que os pulsares eram estrelas de nêutrons em rotação. Hewish recebeu o prêmio Nobel em 1974 pela descoberta dos pulsares. Mas a maioria das estrelas de nêutrons não são pulsares, pois sua emissão de rádio já terminou há muito tempo, pois sua vida média é de só 10 milhões de anos, a não ser que esteja em uma binária.

Combinação de três imagens da estrela de nêutrons RXJ185635-3754 observada pelo Telescópio Espacial Hubble em três data diferentes, mostrando que esta estrela de magnitude 26 localizada a 200 anos-luz na constelação de Corona Australis, se movimenta em relação às estrelas de fundo. O campo da imagem é de 8,8 segundos de arco de extensão. A explosão de supernova que gerou esta estrela de nêutrons ocorreu há um bilhão de anos, provavelmente de uma estrela companheira de Zeta Ophiucus.

Em 1938, Julius Robert Oppenheimer (1904-1967), que em 1941 lideraria o Projeto Manhattan para a construção da bomba atômica, e George Michael Volkoff (1914-2000) demonstravam que, teoricamente, as estrelas de nêutrons também tinham um massa máxima. Estrelas acima dessa massa se condensariam a uma singularidade, um buraco negro.

Massa (MSol)	Evolução	Final
até 0,08	não queima (reação termo-nuclear) H	anã marrom
0,08 a 0,5	só queima H	anã branca de He
0,5 a 10	queima H e He	anã branca de C/O
10 a 11	deflagração do C ou colapso por captura de elétrons	disrupção total ou estrela de nêutrons
11 a 100	queima H,He,C,Ne,O,Si	estrela de nêutrons ou buraco negro
acima de 100	criação de pares, SN	disrupção total ou buraco negro

Estrelas de população III são, por definição, as primeiras estrelas formadas na galáxia. Nos modelos homogêneos de Universo, a nucleosíntese do Big Bang só formou 10^-13 a 10^-16 de carbono, lítio e berílio, além do hidrogênio, deutério e hélio.

Desde 2001 estão disponíveis modelos teóricos de estrelas de Pop. III, que indicam que, por não terem metais, não formam grãos e portanto não têm perda de massa na seqüência principal de idade zero, e se formam com massa de até 1000 massas solares! Estas estrelas supermassivas evoluem rapidamente e, se não se tornam buracos negros mantendo toda a massa, poluem rapidamente o meio interestelar.

Os buracos negros massivos formados por estas estrelas, colidem e crescem, formando os buracos negros supermassivos detectados nos núcleos de galáxias.

André Maeder, no seu artigo de 1992 no Astronomy & Astrophysics, 264, 105, calcula a massa final vs massa inicial das estrelas, assumindo uma taxa de perda de massa dependente da metalicidade, já que a pressão de radiação é muito mais efetiva em ejetar as partículas grandes (metálicas) em comparacão com H e He. Ele também calcula a contribuição (yield) destas estrelas ao meio interestelar, incluindo o vento estelar durante sua vida e sua ejeção final, mas levando em conta que parte da massa fica no objeto remanescente.



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