22.1: Evolução da sequência principal para os gigantes vermelhos
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Explique a sequência principal da idade zero
- Descreva o que acontece com estrelas da sequência principal de várias massas à medida que elas esgotam seu suprimento de hidrogênio
Uma das melhores maneiras de obter um “instantâneo” de um grupo de estrelas é traçando suas propriedades em um diagrama H—R. Já usamos o diagrama H-R para acompanhar a evolução das protoestrelas até o momento em que elas alcançam a sequência principal. Agora veremos o que acontece a seguir.
Uma vez que uma estrela atinge o estágio da sequência principal de sua vida, ela deriva sua energia quase inteiramente da conversão de hidrogênio em hélio por meio do processo de fusão nuclear em seu núcleo (veja O Sol: Uma Potência Nuclear). Como o hidrogênio é o elemento mais abundante nas estrelas, esse processo pode manter o equilíbrio da estrela por muito tempo. Assim, todas as estrelas permanecem na sequência principal durante a maior parte de suas vidas. Alguns astrônomos gostam de chamar a fase da sequência principal de “adolescência prolongada” ou “idade adulta” da estrela (continuando nossa analogia com os estágios da vida humana).
A borda esquerda da faixa da sequência principal no diagrama H—R é chamada de sequência principal de idade zero (veja a Figura\(18.4.1\) na Seção 18.4). Usamos o termo idade zero para marcar o momento em que uma estrela para de se contrair, se instala na sequência principal e começa a fundir hidrogênio em seu núcleo. A sequência principal da idade zero é uma linha contínua no diagrama H-R que mostra onde estrelas de massas diferentes, mas com composição química similar, podem ser encontradas quando começam a fundir hidrogênio.
Como apenas 0,7% do hidrogênio usado nas reações de fusão é convertido em energia, a fusão não altera consideravelmente a massa total da estrela durante esse longo período. No entanto, ele altera a composição química em suas regiões centrais onde ocorrem reações nucleares: o hidrogênio é gradualmente esgotado e o hélio se acumula. Essa mudança de composição altera a luminosidade, a temperatura, o tamanho e a estrutura interna da estrela. Quando a luminosidade e a temperatura de uma estrela começam a mudar, o ponto que representa a estrela no diagrama H-R se afasta da sequência principal da idade zero.
Os cálculos mostram que a temperatura e a densidade na região interna aumentam lentamente à medida que o hélio se acumula no centro de uma estrela. À medida que a temperatura fica mais quente, cada próton adquire mais energia de movimento em média; isso significa que é mais provável que ele interaja com outros prótons e, como resultado, a taxa de fusão também aumenta. Para o ciclo próton-próton descrito em The Sun: A Nuclear Powerhouse, a taxa de fusão aumenta aproximadamente como a temperatura até a quarta potência.
Se a taxa de fusão aumentar, a taxa na qual a energia está sendo gerada também aumenta e a luminosidade da estrela aumenta gradualmente. Inicialmente, no entanto, essas mudanças são pequenas e as estrelas permanecem dentro da faixa da sequência principal no diagrama H-R durante a maior parte de suas vidas.
Exemplo\(\PageIndex{1}\): temperatura da estrela e taxa de fusão
Se a temperatura de uma estrela dobrasse, por qual fator sua taxa de fusão aumentaria?
Solução
Como a taxa de fusão (como a temperatura) sobe para a quarta potência, ela aumentaria em um fator de 2, 4 ou 16 vezes.
Exercício\(\PageIndex{1}\)
Se a taxa de fusão de uma estrela aumentasse 256 vezes, por qual fator a temperatura aumentaria?
- Resposta
-
A temperatura aumentaria em um fator de 256 0,25 (ou seja, a 4ª raiz de 256) ou 4 vezes.
Vida útil na sequência principal
Quantos anos uma estrela permanece na faixa da sequência principal depende de sua massa. Você pode pensar que uma estrela mais massiva, com mais combustível, duraria mais, mas não é tão simples assim. A vida útil de uma estrela em um estágio específico da evolução depende da quantidade de combustível nuclear que ela tem e da rapidez com que ela usa esse combustível. (Da mesma forma, por quanto tempo as pessoas podem continuar gastando dinheiro depende não apenas de quanto dinheiro elas têm, mas também da rapidez com que o gastam. É por isso que muitos ganhadores da loteria que continuam gastando rapidamente acabam pobres novamente.) No caso das estrelas, as mais massivas consomem seu combustível muito mais rapidamente do que as estrelas de baixa massa.
A razão pela qual estrelas massivas são tão gastadoras é que, como vimos acima, a taxa de fusão depende muito fortemente da temperatura central da estrela. E o que determina o quão quentes ficam as regiões centrais de uma estrela? É a massa da estrela — o peso das camadas sobrepostas determina o quão alta deve ser a pressão no núcleo: uma massa maior requer maior pressão para equilibrá-la. A pressão mais alta, por sua vez, é produzida pela temperatura mais alta. Quanto mais alta a temperatura nas regiões centrais, mais rápido a estrela corre através de seu depósito central de hidrogênio. Embora estrelas massivas tenham mais combustível, elas o queimam de forma tão prodigiosa que suas vidas são muito mais curtas do que as de suas contrapartes de baixa massa. Você também pode entender agora por que as estrelas mais massivas da sequência principal também são as mais luminosas. Como as novas estrelas do rock com seu primeiro álbum de platina, elas gastam seus recursos a uma taxa impressionante.
A vida útil da sequência principal de estrelas de massas diferentes está listada na Tabela\(\PageIndex{1}\). Esta tabela mostra que as estrelas mais massivas passam apenas alguns milhões de anos na sequência principal. Uma estrela de 1 massa solar permanece lá por aproximadamente 10 bilhões de anos, enquanto uma estrela de cerca de 0,4 massa solar tem uma vida útil na sequência principal de cerca de 200 bilhões de anos, o que é maior do que a idade atual do universo. (Tenha em mente, no entanto, que cada estrela passa a maior parte de sua vida total na sequência principal. As estrelas dedicam em média 90% de suas vidas à fusão pacífica de hidrogênio em hélio.)
| Tipo espectral | Temperatura da superfície (K) | Massa (Massa do Sol = 1) | Vida útil na sequência principal (anos) |
|---|---|---|---|
| O5 | 54.000 | 40 | 1 milhão |
| B0 | 29.200 | 16 | 10 milhões |
| A0 | 9600 | 3.3 | 500 milhões |
| F0 | 7350 | 1.7 | 2,7 bilhões |
| G0 | 6050 | 1.1 | 9 bilhões |
| K0 | 5240 | 0,8 | 14 bilhões |
| M0 | 3750 | 0,4 | 200 bilhões |
Esses resultados não são meramente de interesse acadêmico. Os seres humanos se desenvolveram em um planeta ao redor de uma estrela do tipo G. Isso significa que a vida útil estável da sequência principal do Sol é tão longa que deu à vida na Terra bastante tempo para evoluir. Ao procurar vida inteligente como a nossa em planetas ao redor de outras estrelas, seria uma grande perda de tempo pesquisar estrelas do tipo O ou B. Essas estrelas permanecem estáveis por tão pouco tempo que o desenvolvimento de criaturas complicado o suficiente para fazer cursos de astronomia é muito improvável.
Da estrela da sequência principal ao gigante vermelho
Eventualmente, todo o hidrogênio no núcleo de uma estrela, onde está quente o suficiente para reações de fusão, é esgotado. O núcleo então contém apenas hélio, “contaminado” por qualquer pequena porcentagem de elementos mais pesados com os quais a estrela teve que começar. O hélio no núcleo pode ser considerado como a “cinza” acumulada da “queima” nuclear do hidrogênio durante o estágio da sequência principal.
A energia não pode mais ser gerada pela fusão de hidrogênio no núcleo estelar porque todo o hidrogênio desapareceu e, como veremos, a fusão do hélio requer temperaturas muito mais altas. Como a temperatura central ainda não está alta o suficiente para fundir o hélio, não há fonte de energia nuclear para fornecer calor à região central da estrela. O longo período de estabilidade agora termina, a gravidade assume o controle novamente e o núcleo começa a se contrair. Mais uma vez, a energia da estrela é parcialmente fornecida pela energia gravitacional, da forma descrita por Kelvin e Helmholtz (veja Fontes do Sol: Energia Térmica e Gravitacional). À medida que o núcleo da estrela encolhe, a energia do material que cai para dentro é convertida em calor.
O calor gerado dessa maneira, como todo calor, flui para fora, onde é um pouco mais frio. No processo, o calor aumenta a temperatura de uma camada de hidrogênio que passou todo o longo tempo da sequência principal fora do núcleo. Como um substituto esperando nos bastidores de um show de sucesso da Broadway por uma chance de fama e glória, esse hidrogênio estava quase (mas não exatamente) quente o suficiente para se fundir e participar da ação principal que sustenta a estrela. Agora, o calor adicional produzido pelo núcleo encolhido coloca esse hidrogênio “acima do limite”, e uma camada de núcleos de hidrogênio logo fora do núcleo fica quente o suficiente para que a fusão do hidrogênio comece.
A nova energia produzida pela fusão desse hidrogênio agora sai dessa concha e começa a aquecer camadas da estrela mais distantes, fazendo com que elas se expandam. Enquanto isso, o núcleo de hélio continua a se contrair, produzindo mais calor ao seu redor. Isso leva a uma maior fusão na casca de hidrogênio fresco fora do núcleo (Figura\(\PageIndex{1}\)). A fusão adicional produz ainda mais energia, que também flui para a camada superior da estrela.
A maioria das estrelas realmente gera mais energia a cada segundo quando estão fundindo hidrogênio na camada ao redor do núcleo de hélio do que quando a fusão de hidrogênio estava confinada à parte central da estrela; assim, elas aumentam em luminosidade. Com toda a nova energia vazando para fora, as camadas externas da estrela começam a se expandir, e a estrela eventualmente cresce e cresce até atingir proporções enormes (\(\PageIndex{2}\)).
Quando você tira a tampa de uma panela com água fervente, o vapor pode se expandir e esfriar. Da mesma forma, a expansão das camadas externas de uma estrela faz com que a temperatura na superfície diminua. À medida que esfria, a cor geral da estrela fica mais vermelha. (Vimos em Radiation and Spectra que uma cor vermelha corresponde a uma temperatura mais baixa.)
Assim, a estrela se torna simultaneamente mais luminosa e mais fria. No diagrama H—R, a estrela, portanto, deixa a faixa da sequência principal e se move para cima (mais brilhante) e para a direita (temperatura superficial mais fria). Com o tempo, estrelas massivas se tornam supergigantes vermelhas e estrelas de menor massa, como o Sol, se tornam gigantes vermelhas. (Discutimos essas estrelas gigantes pela primeira vez em The Stars: A Celestial Census; aqui vemos como essas estrelas “inchadas” se originam.) Você também pode dizer que essas estrelas têm “personalidades divididas”: seus núcleos estão se contraindo enquanto suas camadas externas estão se expandindo. (Observe que estrelas gigantes vermelhas não parecem realmente vermelhas intensas; suas cores são mais parecidas com laranja ou vermelho-alaranjado.)
Quão diferentes são esses gigantes e supergigantes vermelhos de uma estrela da sequência principal? A tabela\(\PageIndex{2}\) compara o Sol com a supergigante vermelha Betelgeuse, que é visível acima do cinturão de Orion como a estrela vermelha brilhante que marca a axila do caçador. Em relação ao Sol, essa supergigante tem um raio muito maior, uma densidade média muito menor, uma superfície mais fria e um núcleo muito mais quente.
| Propriedade | Sol | Betelgeuse |
|---|---|---|
| Massa (2 × 10 33 g) | 1 | 16 |
| Raio (km) | 700.000 | 500.000.000 |
| Temperatura da superfície (K) | 5.800 | 3.600 |
| Temperatura central (K) | 15.000.000 | 160.000.000 |
| Luminosidade (4 × 10 26 W) | 1 | 46.000 |
| Densidade média (g/cm 3) | 1.4 | 1,3 × 10 —7 |
| Idade (milhões de anos) | 4.500 | 10 |
Os gigantes vermelhos podem se tornar tão grandes que, se substituíssemos o Sol por um deles, sua atmosfera externa se estenderia até a órbita de Marte ou até mesmo além (Figura\(\PageIndex{3}\)). Este é o próximo estágio na vida de uma estrela à medida que ela se move (para continuar nossa analogia com a vida humana) de seu longo período de “juventude” e “idade adulta” para a “velhice”. (Afinal, muitos seres humanos de hoje também veem suas camadas externas se expandirem um pouco à medida que envelhecem.) Ao considerar as idades relativas do Sol e de Betelgeuse, também podemos ver que a ideia de que “estrelas maiores morrem mais rápido” é realmente verdadeira aqui. Betelgeuse tem apenas 10 milhões de anos, o que é relativamente jovem em comparação com os 4,5 bilhões de anos do nosso Sol, mas já está quase morrendo como uma supergigante vermelha.
Modelos para evolução para o estágio gigante
Como discutimos anteriormente, os astrônomos podem construir modelos computacionais de estrelas com diferentes massas e composições para ver como as estrelas mudam ao longo de suas vidas. \(\PageIndex{4}\), que se baseia em cálculos teóricos do astrônomo da Universidade de Illinois Icko Iben, mostra um diagrama H—R com várias faixas de evolução da sequência principal até o estágio gigante. As trilhas são mostradas para estrelas com massas diferentes (de 0,5 a 15 vezes a massa do nosso Sol) e com composições químicas semelhantes às do Sol. A linha vermelha é a sequência principal inicial ou de idade zero. Os números ao longo das trilhas indicam o tempo, em anos, necessário para que cada estrela alcance esses pontos em sua evolução após sair da sequência principal. Mais uma vez, você pode ver que quanto mais massiva uma estrela, mais rapidamente ela passa por cada estágio de sua vida.
Observe que a estrela mais massiva neste diagrama tem uma massa semelhante à de Betelgeuse e, portanto, sua trilha evolutiva mostra aproximadamente a história de Betelgeuse. A trilha de uma estrela de 1 massa solar mostra que o Sol ainda está na fase de evolução da sequência principal, já que tem apenas cerca de 4,5 bilhões de anos. Passarão bilhões de anos até que o Sol comece sua própria “escalada” para longe da sequência principal - a expansão de suas camadas externas que o tornará um gigante vermelho.
Conceitos principais e resumo
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. Eventualmente, à medida que as estrelas envelhecem, elas evoluem da sequência principal para se tornarem gigantes vermelhas ou supergigantes. O núcleo de uma gigante vermelha está se contraindo, mas as camadas externas estão se expandindo como resultado da fusão de hidrogênio em uma concha fora do núcleo. A estrela fica maior, mais vermelha e mais luminosa à medida que se expande e esfria.
Glossário
- sequência principal de idade zero
- uma linha que indica a sequência principal no diagrama H-R de um sistema de estrelas que completaram sua contração da matéria interestelar e agora estão derivando toda sua energia de reações nucleares, mas cuja composição química ainda não foi alterada substancialmente por reações nucleares