22.5: A evolução de estrelas mais massivas

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Explique como e por que estrelas massivas evoluem muito mais rapidamente do que estrelas de menor massa, como nosso Sol
• Discuta a origem dos elementos mais pesados que o carbono nas estrelas

Se o que descrevemos até agora fosse toda a história da evolução de estrelas e elementos, teríamos um grande problema em nossas mãos. Veremos nos capítulos posteriores que, em nossos melhores modelos dos primeiros minutos do universo, tudo começa com os dois elementos mais simples: hidrogênio e hélio (mais um pouquinho de lítio). Todas as previsões dos modelos indicam que nenhum elemento mais pesado foi produzido no início do universo. No entanto, quando olhamos ao nosso redor na Terra, vemos muitos outros elementos além do hidrogênio e do hélio. Esses elementos devem ter sido feitos (fundidos) em algum lugar do universo, e o único lugar quente o suficiente para fazê-los é dentro das estrelas. Uma das descobertas fundamentais da astronomia do século XX é que as estrelas são a fonte da maior parte da riqueza química que caracteriza nosso mundo e nossas vidas.

Já vimos que o carbono e um pouco de oxigênio são fabricados dentro das estrelas de menor massa que se tornam gigantes vermelhas. Mas de onde vêm os elementos mais pesados que conhecemos e amamos (como o silício e o ferro dentro da Terra e o ouro e a prata em nossas joias)? Os tipos de estrelas que discutimos até agora nunca ficam quentes o suficiente em seus centros para criar esses elementos. Acontece que esses elementos mais pesados só podem ser formados tarde na vida de estrelas mais massivas.

Criando novos elementos em estrelas massivas

Estrelas massivas evoluem da mesma forma que o Sol (mas sempre mais rapidamente) — até a formação de um núcleo de carbono-oxigênio. Uma diferença é que, para estrelas com mais do dobro da massa do Sol, o hélio começa a fusão mais gradualmente, em vez de com um flash repentino. Além disso, quando estrelas mais massivas se tornam gigantes vermelhas, elas se tornam tão brilhantes e grandes que as chamamos de supergigantes. Essas estrelas podem se expandir até que suas regiões externas se tornem tão grandes quanto a órbita de Júpiter, que é exatamente o que o Telescópio Espacial Hubble mostrou para a estrela Betelgeuse (veja a Figura\(22.1.3\) na Seção 22.1). Eles também perdem massa de forma muito eficaz, produzindo ventos e explosões dramáticas à medida que envelhecem. \(\PageIndex{1}\)A figura mostra uma imagem maravilhosa da estrela muito massiva Eta Carinae, com uma grande quantidade de material ejetado claramente visível.

Figura\(\PageIndex{1}\) Eta Carinae. Com uma massa pelo menos 100 vezes a do Sol, a supergigante quente Eta Carinae é uma das estrelas mais massivas conhecidas. Esta imagem do Telescópio Espacial Hubble registra os dois lóbulos gigantes e o disco equatorial de material que ele ejetou ao longo de sua evolução. A região externa rosa é material ejetado em uma explosão vista em 1843, o maior evento de perda de massa ao qual se sabe que qualquer estrela sobreviveu. Afastando-se da estrela a uma velocidade de cerca de 1000 km/s, o material é rico em nitrogênio e outros elementos formados no interior da estrela. A região interna azul-branca é o material ejetado em velocidades mais baixas e, portanto, está ainda mais perto da estrela. Parece azul-esbranquiçado porque contém poeira e reflete a luz da Eta Carinae, cuja luminosidade é 4 milhões de vezes a do nosso Sol.

Mas a maneira crucial pela qual estrelas massivas divergem da história que descrevemos é que elas podem iniciar tipos adicionais de fusão em seus centros e nas conchas que cercam suas regiões centrais. As camadas externas de uma estrela com uma massa maior que cerca de 8 massas solares têm um peso suficiente para comprimir o núcleo carbono-oxigênio até que ele fique quente o suficiente para iniciar a fusão dos núcleos de carbono. O carbono pode se fundir em ainda mais oxigênio e, em temperaturas ainda mais altas, o oxigênio e, em seguida, o néon, o magnésio e, finalmente, o silício podem construir elementos ainda mais pesados. O ferro é, no entanto, o ponto final desse processo. A fusão de átomos de ferro produz produtos que são mais massivos do que os núcleos que estão sendo fundidos e, portanto, o processo requer energia, em vez de liberar energia, o que todas as reações de fusão até agora fizeram. Essa energia necessária vem às custas da própria estrela, que agora está à beira da morte (Figura\(\PageIndex{2}\)). O que acontece a seguir será descrito no capítulo sobre A Morte das Estrelas.

Figura Estrutura\(\PageIndex{2}\) interior de uma estrela massiva pouco antes de esgotar seu combustível nuclear. Estrelas de grande massa podem fundir elementos mais pesados que o carbono. Quando uma estrela massiva se aproxima do fim de sua evolução, seu interior se assemelha a uma cebola. A fusão de hidrogênio está ocorrendo em uma camada externa, e elementos progressivamente mais pesados estão passando por fusão nas camadas de alta temperatura mais próximas do centro. Todas essas reações de fusão geram energia e permitem que a estrela continue brilhando. O ferro é diferente. A fusão do ferro requer energia e, quando o ferro é finalmente criado no núcleo, a estrela tem apenas alguns minutos para viver.

Os físicos já descobriram caminhos nucleares pelos quais praticamente todos os elementos químicos de pesos atômicos até o ferro podem ser construídos por essa nucleossíntese (a criação de novos núcleos atômicos) nos centros das estrelas gigantes vermelhas mais massivas. Isso ainda deixa a questão de onde vêm os elementos mais pesados que o ferro. Veremos no próximo capítulo que quando estrelas massivas finalmente esgotam seu combustível nuclear, elas geralmente morrem em uma explosão espetacular — uma supernova. Elementos mais pesados podem ser sintetizados na violência estonteante de tais explosões.

Não só podemos explicar dessa maneira de onde vêm os elementos que compõem nosso mundo e outros, mas nossas teorias de nucleossíntese dentro das estrelas são até capazes de prever as abundâncias relativas com as quais os elementos ocorrem na natureza. A forma como as estrelas constroem elementos durante várias reações nucleares realmente pode explicar por que alguns elementos (oxigênio, carbono e ferro) são comuns e outros são muito raros (ouro, prata e urânio).

Elementos em aglomerados globulares e aglomerados abertos não são os mesmos

O fato de os elementos serem feitos em estrelas ao longo do tempo explica uma diferença importante entre aglomerados globulares e abertos. O hidrogênio e o hélio, que são os elementos mais abundantes nas estrelas na vizinhança solar, também são os constituintes mais abundantes das estrelas em ambos os tipos de aglomerados. No entanto, as abundâncias dos elementos mais pesados que o hélio são muito diferentes.

No Sol e na maioria das estrelas vizinhas, a abundância combinada (em massa) dos elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio é de 1 a 4% da massa da estrela. Os espectros mostram que a maioria das estrelas de aglomerado aberto também tem de 1 a 4% de sua matéria na forma de elementos pesados. Os aglomerados globulares, no entanto, são uma história diferente. A abundância de elementos pesados de estrelas em aglomerados globulares típicos é de apenas 1/10 a 1/100 da do Sol. Algumas estrelas muito antigas que não estavam em aglomerados foram descobertas com abundâncias ainda menores de elementos pesados.

As diferenças na composição química são uma consequência direta da formação de um aglomerado de estrelas. A primeira geração de estrelas inicialmente continha apenas hidrogênio e hélio. Vimos que essas estrelas, para gerar energia, criaram elementos mais pesados em seus interiores. Nos últimos estágios de suas vidas, eles ejetaram matéria, agora enriquecida em elementos pesados, nos reservatórios de matéria-prima entre as estrelas. Essa matéria foi então incorporada a uma nova geração de estrelas.

Isso significa que a abundância relativa dos elementos pesados deve ser cada vez menor à medida que olhamos para o passado. Vimos que os aglomerados globulares são muito mais antigos do que os aglomerados abertos. Como as estrelas de aglomerados globulares se formaram muito mais cedo (ou seja, são uma geração anterior de estrelas) do que aquelas em aglomerados abertos, elas têm apenas uma abundância relativamente pequena de elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio.

Com o passar do tempo, a proporção de elementos mais pesados na “matéria-prima” que produz novas estrelas e planetas aumenta. Isso significa que a primeira geração de estrelas que se formou em nossa galáxia não teria sido acompanhada por um planeta como a Terra, cheio de silício, ferro e muitos outros elementos pesados. A Terra (e os estudantes de astronomia que vivem nela) só foi possível depois que gerações de estrelas tiveram a chance de criar e reciclar seus elementos mais pesados.

Agora, a busca por verdadeiras estrelas de primeira geração, feitas apenas de hidrogênio e hélio. As teorias preveem que essas estrelas devem ser muito massivas, viver rápido e morrer rapidamente. Eles deveriam ter vivido e morrido há muito tempo. O lugar para procurá-los é em galáxias muito distantes que se formaram quando o universo tinha apenas algumas centenas de milhões de anos, mas cuja luz só está chegando à Terra agora.

Aproximando-se da morte

Em comparação com a vida útil das estrelas na sequência principal, os eventos que caracterizam os últimos estágios da evolução estelar passam muito rapidamente (especialmente para estrelas massivas). À medida que a luminosidade da estrela aumenta, sua taxa de consumo de combustível nuclear aumenta rapidamente — exatamente no ponto de sua vida em que seu suprimento de combustível está começando a diminuir.

Depois que o combustível principal - hidrogênio - se esgota no núcleo de uma estrela, vimos que outras fontes de energia nuclear estão disponíveis para a estrela na fusão, primeiro, do hélio e depois de outros elementos mais complexos. Mas o rendimento energético dessas reações é muito menor do que o da fusão do hidrogênio com o hélio. E para desencadear essas reações, a temperatura central deve ser maior do que a necessária para a fusão do hidrogênio com o hélio, levando a um consumo ainda mais rápido de combustível. Claramente, este é um jogo perdido e, muito rapidamente, a estrela chega ao fim. Ao fazer isso, no entanto, algumas coisas notáveis podem acontecer, como veremos em The Death of Stars.

Conceitos principais e resumo

Em estrelas com massas superiores a cerca 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. Cada geração seguinte de estrelas, portanto, contém uma proporção maior de elementos mais pesados do que hidrogênio e hélio. Esse enriquecimento progressivo explica por que as estrelas em aglomerados abertos (que se formaram mais recentemente) contêm mais elementos pesados do que aquelas em antigos aglomerados globulares, e nos diz de onde vem a maioria dos átomos na Terra e em nossos corpos.

Glossário

nucleossíntese

a construção de elementos pesados a partir de elementos mais leves por fusão nuclear