Skip to main content
Global

22: Estrelas da adolescência à velhice

  1. Last updated
  2. Save as PDF
  • Page ID
    183954

    • \( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)\(\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}\)

    O Sol e outras estrelas não podem durar para sempre. Eventualmente, eles esgotarão seu combustível nuclear e deixarão de brilhar. Mas como eles mudam durante suas longas vidas? E o que essas mudanças significam para o futuro da Terra?

    Agora passamos do nascimento das estrelas para o resto de suas histórias de vida. Essa não é uma tarefa fácil, pois as estrelas vivem muito mais do que os astrônomos. Portanto, não podemos esperar ver a história de vida de uma única estrela se desenrolar diante de nossos olhos ou telescópios. Para aprender sobre suas vidas, devemos pesquisar o maior número possível de habitantes estelares da Galáxia. Com meticulosidade e um pouco de sorte, podemos capturar pelo menos alguns deles em cada fase de suas vidas. Como você aprendeu, as estrelas têm muitas características diferentes, com as diferenças às vezes resultantes de suas diferentes massas, temperaturas e luminosidades e, outras vezes, derivadas de mudanças que ocorrem à medida que envelhecem. Por meio de uma combinação de observação e teoria, podemos usar essas diferenças para juntar as peças da história de vida de uma estrela.

    • 22.1: Evolução da sequência principal para os gigantes vermelhos
      Quando as estrelas começam a fundir hidrogênio com hélio, elas ficam na sequência principal da idade zero. A quantidade de tempo que uma estrela passa no estágio da sequência principal depende de sua massa. Estrelas mais massivas completam cada estágio da evolução mais rapidamente do que estrelas de menor massa. A fusão do hidrogênio para formar o hélio altera a composição interior de uma estrela, o que, por sua vez, resulta em mudanças em sua temperatura, luminosidade e raio.
    • 22.2: Aglomerados de estrelas
      Os aglomerados estelares fornecem um dos melhores testes de nossos cálculos do que acontece quando as estrelas envelhecem. As estrelas em um determinado aglomerado foram formadas aproximadamente ao mesmo tempo e têm a mesma composição, então elas diferem principalmente em massa e, portanto, em seu estágio de vida. Existem três tipos de aglomerados estelares: globulares, abertos e associações. Os aglomerados globulares têm diâmetros de 50 a 450 anos-luz, contêm centenas de milhares de estrelas e estão distribuídos em um halo ao redor da galáxia.
    • 22.3: Verificando a teoria
      O diagrama H—R das estrelas em um aglomerado muda sistematicamente à medida que o aglomerado envelhece. As estrelas mais massivas evoluem mais rapidamente. Nos aglomerados e associações mais jovens, estrelas azuis altamente luminosas estão na sequência principal; as estrelas com as massas mais baixas ficam à direita da sequência principal e ainda estão se contraindo em direção a ela. Com o passar do tempo, estrelas de massas progressivamente mais baixas evoluem para longe (ou desligam) da sequência principal.
    • 22.4: Evolução adicional das estrelas
      Depois que as estrelas se tornam gigantes vermelhas, seus núcleos acabam ficando quentes o suficiente para produzir energia ao fundir hélio para formar carbono (e às vezes um pouco de oxigênio). A fusão de três núcleos de hélio produz carbono por meio do processo triplo-alfa. O início rápido da fusão de hélio no núcleo de uma estrela de baixa massa é chamado de flash de hélio. Depois disso, a estrela se torna estável e reduz sua luminosidade e tamanho brevemente.
    • 22.5: A evolução de estrelas mais massivas
      Em estrelas com massas acima de 8 massas solares, reações nucleares envolvendo carbono, oxigênio e elementos ainda mais pesados podem formar núcleos tão pesados quanto ferro. A criação de novos elementos químicos é chamada de nucleossíntese. Os estágios finais da evolução ocorrem muito rapidamente. Em última análise, todas as estrelas devem usar todos os seus suprimentos de energia disponíveis. No processo de morte, a maioria das estrelas ejeta alguma matéria, enriquecida em elementos pesados, para o espaço interestelar, onde ela pode ser usada para formar novas estrelas.
    • 22.E: Estrelas da adolescência à velhice (exercício)

    Miniatura: Durante as fases posteriores da evolução estelar, as estrelas expelem parte de sua massa, que retorna ao meio interestelar para formar novas estrelas. Esta imagem do Telescópio Espacial Hubble mostra uma estrela perdendo massa. Conhecida como Menzel 3, ou Nebulosa da Formiga, essa bela região de gás expelido fica a cerca de 3000 anos-luz de distância do Sol. Vemos uma estrela central que ejetou massa preferencialmente em duas direções opostas. O objeto tem cerca de 1,6 anos-luz de comprimento. A imagem é codificada por cores: vermelho corresponde a uma linha de emissão de enxofre, verde a nitrogênio, azul a hidrogênio e azul/violeta a oxigênio. (crédito: modificação do trabalho da NASA, ESA e The Hubble Heritage Team (STSCI/Aura))