23.1: A morte de estrelas de baixa massa
- Page ID
- 183648
Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Descreva as características físicas da matéria degenerada e explique como a massa e o raio das estrelas degeneradas estão relacionados
- Faça um gráfico da evolução futura de uma anã branca e mostre como suas características observáveis mudarão com o tempo
- Distinga quais estrelas se tornarão anãs brancas
Vamos começar com aquelas estrelas cuja massa final pouco antes da morte é menor que cerca de 1,4 vezes a massa do Sol (\(M_{\text{Sun}}\)). (Explicaremos por que essa massa é a linha divisória crucial em um momento.) Observe que a maioria das estrelas do universo se enquadra nessa categoria. O número de estrelas diminui à medida que a massa aumenta; estrelas realmente massivas são raras (veja As Estrelas: Um Censo Celestial). Isso é semelhante ao mundo da música, onde apenas alguns músicos se tornam superestrelas. Além disso, muitas estrelas com uma massa inicial muito maior que 1,4\(M_{\text{Sun}}\) serão reduzidas a esse nível quando morrerem. Por exemplo, agora sabemos que estrelas que começam com massas de pelo menos 8,0\(M_{\text{Sun}}\) (e possivelmente até 10\(M_{\text{Sun}}\)) conseguem perder massa suficiente durante suas vidas para se encaixar nessa categoria (uma conquista que qualquer pessoa que já tentou perder peso certamente invejaria).
Uma estrela em crise
No último capítulo, deixamos a história de vida de uma estrela com uma massa semelhante à do Sol logo após ter subido até a região gigante vermelha do diagrama H-R pela segunda vez e ter abandonado algumas de suas camadas externas para formar uma nebulosa planetária. Lembre-se de que, durante esse período, o núcleo da estrela estava passando por uma “crise de energia”. No início de sua vida, durante um breve período estável, o hélio no núcleo havia ficado quente o suficiente para se fundir em carbono (e oxigênio). Mas depois que esse hélio se esgotou, o núcleo da estrela mais uma vez ficou sem uma fonte de pressão para equilibrar a gravidade e, portanto, começou a se contrair.
Esse colapso é o evento final na vida do núcleo. Como a massa da estrela é relativamente baixa, ela não pode elevar sua temperatura central o suficiente para iniciar outra rodada de fusão (da mesma forma que estrelas de maior massa podem). O núcleo continua encolhendo até atingir uma densidade igual a quase um milhão de vezes a densidade da água! Isso é 200.000 vezes maior do que a densidade média da Terra. Nessa densidade extrema, uma maneira nova e diferente de a matéria se comportar entra em ação e ajuda a estrela a atingir um estado final de equilíbrio. No processo, o que resta da estrela se torna uma das estranhas anãs brancas que encontramos em The Stars: A Celestial Census.
Estrelas degeneradas
Como as anãs brancas são muito mais densas do que qualquer substância na Terra, a matéria dentro delas se comporta de uma forma muito incomum, diferente de tudo o que conhecemos da experiência cotidiana. Nessa alta densidade, a gravidade é incrivelmente forte e tenta encolher ainda mais a estrela, mas todos os elétrons resistem a serem aproximados e estabelecem uma poderosa pressão dentro do núcleo. Essa pressão é o resultado das regras fundamentais que governam o comportamento dos elétrons (a física quântica à qual você foi apresentado em The Sun: A Nuclear Powerhouse). De acordo com essas regras (conhecidas pelos físicos como princípio de exclusão de Pauli), que foram verificadas em estudos de átomos em laboratório, dois elétrons não podem estar no mesmo lugar ao mesmo tempo fazendo a mesma coisa. Especificamos o lugar de um elétron por sua posição no espaço e especificamos o que ele está fazendo com seu movimento e a maneira como está girando.
A temperatura no interior de uma estrela é sempre tão alta que os átomos são despojados de praticamente todos os seus elétrons. Durante a maior parte da vida de uma estrela, a densidade da matéria também é relativamente baixa e os elétrons na estrela estão se movendo rapidamente. Isso significa que nenhum deles estará no mesmo lugar se movendo exatamente da mesma maneira ao mesmo tempo. Mas tudo isso muda quando uma estrela esgota seu estoque de energia nuclear e começa seu colapso final.
À medida que o núcleo da estrela se contrai, os elétrons se aproximam cada vez mais. Eventualmente, uma estrela como o Sol se torna tão densa que uma contração adicional exigiria de fato dois ou mais elétrons para violar a regra de ocupar o mesmo lugar e se mover da mesma maneira. Diz-se que um gás tão denso é degenerado (termo cunhado pelos físicos e não relacionado ao caráter moral do elétron). Os elétrons em um gás degenerado resistem a uma maior aglomeração com uma pressão tremenda. (É como se os elétrons dissessem: “Você pode pressionar para dentro o quanto quiser, mas simplesmente não há espaço para outros elétrons entrarem aqui sem violar as regras de nossa existência.”)
Os elétrons degenerados não precisam de uma entrada de calor para manter a pressão que exercem e, portanto, uma estrela com esse tipo de estrutura, se nada a perturbar, pode durar essencialmente para sempre. (Observe que a força repulsiva entre elétrons degenerados é diferente e muito mais forte do que a repulsão elétrica normal entre cargas que têm o mesmo sinal.)
Os elétrons em um gás degenerado se movem, assim como as partículas em qualquer gás, mas não com muita liberdade. Um elétron em particular não pode mudar de posição ou momento até que outro elétron em um estágio adjacente saia do caminho. A situação é muito parecida com a do estacionamento depois de um grande jogo de futebol. Os veículos estão bem embalados e um determinado carro não pode se mover até que o que está à sua frente se mova, deixando um espaço vazio a ser preenchido.
É claro que a estrela moribunda também tem núcleos atômicos nela, não apenas elétrons, mas acontece que os núcleos devem ser comprimidos a densidades muito maiores antes que sua natureza quântica se torne aparente. Como resultado, nas anãs brancas, os núcleos não apresentam pressão de degeneração. Portanto, no estágio da evolução estelar da anã branca, é a pressão de degeneração dos elétrons, e não dos núcleos, que interrompe o colapso do núcleo.
Anãs brancas
As anãs brancas, então, são objetos estáveis e compactos com núcleos degenerados de elétrons que não podem se contrair mais. Os cálculos que mostram que as anãs brancas são o provável estado final de estrelas de baixa massa foram realizados pela primeira vez pelo astrofísico indiano-americano Subrahmanyan Chandrasekhar. Ele foi capaz de mostrar o quanto uma estrela encolherá antes que os elétrons degenerados parem sua contração adicional e, portanto, qual será seu diâmetro final (Figura\(\PageIndex{1}\)).
Quando Chandrasekhar fez seu cálculo sobre anãs brancas, ele descobriu algo muito surpreendente: o raio de uma anã branca diminui à medida que a massa na estrela aumenta (quanto maior a massa, mais compactados os elétrons podem se tornar, resultando em um raio menor). De acordo com os melhores modelos teóricos, uma anã branca com uma massa de cerca de 1,4\(M_{\text{Sun}}\) ou maior teria um raio de zero. O que os cálculos nos dizem é que mesmo a força dos elétrons degenerados não pode impedir o colapso de uma estrela com mais massa do que isso. A massa máxima com a qual uma estrela pode terminar sua vida e ainda se tornar uma anã branca\(M_{\text{Sun}}\) é chamada de limite de Chandrasekhar. Estrelas com massas de fim de vida que excedem esse limite têm um tipo diferente de fim reservado — um que exploraremos na próxima seção.
Subrahmanyan Chandrasekhar
Nascido em 1910 em Lahore, Índia, Subrahmanyan Chandrasekhar (conhecido como Chandra por seus amigos e colegas) cresceu em uma casa que incentivava a bolsa de estudos e o interesse pela ciência (Figura\(\PageIndex{2}\)). Seu tio, C. V. Raman, foi um físico que ganhou o Prêmio Nobel de 1930. Estudante precoce, Chandra tentou ler o máximo que podia sobre as ideias mais recentes em física e astronomia, embora a obtenção de livros técnicos não fosse fácil na Índia na época. Ele terminou a faculdade aos 19 anos e ganhou uma bolsa de estudos para estudar na Inglaterra. Foi durante a longa viagem de barco para chegar à pós-graduação que ele começou a fazer cálculos sobre a estrutura das estrelas anãs brancas.
Chandra desenvolveu suas ideias durante e após seus estudos como estudante de graduação, mostrando — como já discutimos — que anãs brancas com massas maiores que 1,4 vezes a massa do Sol não podem existir e que a teoria prevê a existência de outros tipos de cadáveres estelares. Mais tarde, ele escreveu que se sentia muito tímido e solitário durante esse período, isolado dos estudantes, com medo de se afirmar e, às vezes, esperando horas para falar com alguns dos professores famosos sobre os quais havia lido na Índia. Seus cálculos logo o colocaram em conflito com alguns astrônomos ilustres, incluindo Sir Arthur Eddington, que ridicularizou publicamente as ideias de Chandra. Em várias reuniões de astrônomos, líderes da área, como Henry Norris Russell, se recusaram a dar a Chandra a oportunidade de defender suas ideias, ao mesmo tempo em que permitiram que seus críticos mais experientes tivessem muito tempo para criticá-las.
No entanto, Chandra perseverou, escrevendo livros e artigos elucidando suas teorias, o que acabou não apenas sendo correto, mas também estabelecendo a base para grande parte de nossa compreensão moderna da morte das estrelas. Em 1983, ele recebeu o Prêmio Nobel de Física por esse trabalho inicial.
Em 1937, Chandra veio para os Estados Unidos e ingressou no corpo docente da Universidade de Chicago, onde permaneceu pelo resto de sua vida. Lá, ele se dedicou à pesquisa e ao ensino, fazendo grandes contribuições para muitos campos da astronomia, desde nossa compreensão dos movimentos das estrelas pela galáxia até o comportamento dos objetos bizarros chamados buracos negros (veja Buracos Negros e Espaço-Tempo Curvo). Em 1999, a NASA chamou seu sofisticado telescópio de raios-X em órbita (projetado em parte para explorar esses cadáveres estelares) de Observatório de Raios X Chandra.
Chandra passou muito tempo com seus alunos de pós-graduação, supervisionando a pesquisa de mais de 50 doutores durante sua vida. Ele levou suas responsabilidades de ensino muito a sério: durante a década de 1940, enquanto morava no Observatório Yerkes, ele dirigia voluntariamente a viagem de mais de 100 milhas até a universidade a cada semana para dar uma turma de apenas alguns alunos.
Chandra também tinha uma profunda devoção à música, arte e filosofia, escrevendo artigos e livros sobre a relação entre as humanidades e a ciência. Certa vez, ele escreveu que “é possível aprender ciências da mesma forma que se gosta de música ou arte. Heisenberg tinha uma frase maravilhosa 'estremecendo diante do belo'.. esse é o tipo de sentimento que eu tenho.”
Usando o Telescópio Espacial Hubble, os astrônomos conseguiram detectar imagens de estrelas anãs brancas fracas e outros “cadáveres estelares” no enxame estelar M4, localizado a cerca de 7200 anos-luz de distância.
O destino definitivo das anãs brancas
Se o nascimento de uma estrela da sequência principal é definido pelo início das reações de fusão, então devemos considerar o fim de todas as reações de fusão como o momento da morte de uma estrela. À medida que o núcleo é estabilizado pela pressão de degeneração, um último estremecimento de fusão passa pela parte externa da estrela, consumindo o pouco hidrogênio que ainda resta. Agora, a estrela é uma verdadeira anã branca: a fusão nuclear em seu interior cessou. A figura\(\PageIndex{3}\) mostra o caminho de uma estrela como o Sol no diagrama H—R durante seus estágios finais.
Como uma anã branca estável não consegue mais se contrair ou produzir energia por meio da fusão, sua única fonte de energia é o calor representado pelos movimentos dos núcleos atômicos em seu interior. A luz que ele emite vem desse calor interno armazenado, que é substancial. Aos poucos, porém, a anã branca irradia todo o seu calor para o espaço. Depois de muitos bilhões de anos, os núcleos se moverão muito mais lentamente e a anã branca não brilhará mais (Figura\(\PageIndex{4}\)). Em seguida, será uma anã negra — um cadáver estelar frio com a massa de uma estrela e o tamanho de um planeta. Ele será composto principalmente de carbono, oxigênio e néon, os produtos das reações de fusão mais avançadas das quais a estrela era capaz.
Temos uma última surpresa ao deixarmos nossa estrela de baixa massa no cemitério estelar. Os cálculos mostram que, à medida que uma estrela degenerada esfria, os átomos dentro dela, em essência, “solidificam” em uma rede gigante e altamente compacta (fileiras organizadas de átomos, como em um cristal). Quando o carbono é comprimido e cristalizado dessa forma, ele se torna uma estrela gigante parecida com um diamante. Uma estrela anã branca pode ser o presente de noivado mais impressionante que você poderia ver, embora qualquer tentativa de minerar o material semelhante a um diamante que está dentro esmague instantaneamente um amante fervoroso!
Saiba mais sobre uma descoberta recente de “estrela de diamante”, uma estrela anã branca fria detectada em 2014, considerada a mais fria e mais escura encontrada até hoje, no site do Observatório Nacional de Radioastronomia.
Evidências de que as estrelas podem perder muita massa à medida que evoluem
Se uma estrela se tornará ou não uma anã branca depende da quantidade de massa perdida na gigante vermelha e nas fases anteriores da evolução. Todas as estrelas que tiverem massas abaixo do limite de Chandrasekhar quando ficarem sem combustível se tornarão anãs brancas, independentemente da massa com que nasceram. Mas quais estrelas perdem massa suficiente para atingir esse limite?
Uma estratégia para responder a essa pergunta é procurar aglomerados jovens e abertos (que foram discutidos em Star Clusters). A ideia básica é procurar por aglomerados jovens que contenham uma ou mais estrelas anãs brancas. Lembre-se de que estrelas mais massivas passam por todos os estágios de sua evolução mais rapidamente do que as menos massivas. Suponha que encontremos um aglomerado que tenha um membro anão branco e também contenha estrelas na sequência principal que tenham 6 vezes a massa do Sol. Isso significa que apenas as estrelas com massas maiores que 6\(M_{\text{Sun}}\) tiveram tempo de esgotar seu suprimento de energia nuclear e completar sua evolução para o estágio de anã branca. A estrela que se transformou na anã branca deve, portanto, ter uma massa na sequência principal de mais de 6\(M_{\text{Sun}}\), já que estrelas com massas mais baixas ainda não tiveram tempo de usar seus estoques de energia nuclear. A estrela que se tornou a anã branca deve, portanto, ter se livrado de pelo menos 4,6\(M_{\text{Sun}}\) para que sua massa na época em que a geração de energia nuclear cessou pudesse ser menor que 1,4\(M_{\text{Sun}}\).
Os astrônomos continuam procurando por aglomerados adequados para fazer esse teste, e as evidências até agora sugerem que estrelas com massas de até cerca de 8\(M_{\text{Sun}}\) podem perder massa suficiente para acabar com suas vidas como anãs brancas. Estrelas como o Sol provavelmente perderão cerca de 45% de sua massa inicial e se tornarão anãs brancas com massas menores que 1,4\(M_{\text{Sun}}\).
Conceitos principais e resumo
Durante o curso de sua evolução, as estrelas perdem suas camadas externas e perdem uma fração significativa de sua massa inicial. Estrelas com massas de 8\(M_{\text{Sun}}\) ou menos podem perder massa suficiente para se tornarem anãs brancas, que têm massas menores do que o limite de Chandrasekhar (cerca de 1,4\(M_{\text{Sun}}\)). A pressão exercida pelos elétrons degenerados impede que as anãs brancas se contraiam para diâmetros ainda menores. Eventualmente, as anãs brancas esfriam e se tornam anãs negras, remanescentes estelares feitos principalmente de carbono, oxigênio e néon.
Glossário
- Limite de Chandrasekhar
- o limite superior da massa de uma anã branca (igual a 1,4 vezes a massa do Sol)
- gás degenerado
- um gás que resiste a uma maior compressão porque não há dois elétrons no mesmo lugar ao mesmo tempo fazendo a mesma coisa (princípio de exclusão de Pauli)