23.2: Evolução de estrelas massivas - um acabamento explosivo

objetivos de aprendizagem

Ao final desta seção, você poderá:

• Descreva o interior de uma estrela massiva antes de uma supernova
• Explique as etapas de um colapso e explosão de um núcleo
• Liste os perigos associados às supernovas próximas

Graças à perda de massa, então, estrelas com massas iniciais de pelo menos 8\(M_{\text{Sun}}\) (e talvez até mais) provavelmente terminam suas vidas como anãs brancas. Mas sabemos que as estrelas podem ter massas de até 150 (ou mais)\(M_{\text{Sun}}\). Eles têm um tipo diferente de morte reservado para eles. Como veremos, essas estrelas morrem com um estrondo.

Fusão nuclear de elementos pesados

Depois que o hélio em seu núcleo se esgota (veja A evolução de estrelas mais massivas), a evolução de uma estrela massiva segue um curso significativamente diferente daquele de estrelas de menor massa. Em uma estrela massiva, o peso das camadas externas é suficiente para forçar o núcleo de carbono a se contrair até que fique quente o suficiente para fundir carbono em oxigênio, néon e magnésio. Esse ciclo de contração, aquecimento e ignição de outro combustível nuclear se repete várias vezes. Depois que cada um dos possíveis combustíveis nucleares se esgota, o núcleo se contrai novamente até atingir uma nova temperatura alta o suficiente para fundir núcleos ainda mais pesados. Os produtos da fusão de carbono podem ser posteriormente convertidos em silício, enxofre, cálcio e argônio. E esses elementos, quando aquecidos a uma temperatura ainda mais alta, podem se combinar para produzir ferro. Estrelas massivas passam por esses estágios muito, muito rapidamente. Em estrelas realmente massivas, alguns estágios de fusão no final podem levar apenas meses ou até dias! Isso está muito longe dos milhões de anos que eles passam no estágio da sequência principal.

Nesse estágio de sua evolução, uma estrela massiva se assemelha a uma cebola com núcleo de ferro. À medida que nos afastamos do centro, encontramos camadas de temperatura decrescente nas quais as reações nucleares envolvem núcleos de massa progressivamente mais baixa — silício e enxofre, oxigênio, néon, carbono, hélio e, finalmente, hidrogênio (Figura\(\PageIndex{1}\)).

Figura\(\PageIndex{1}\): Estrutura de uma antiga estrela massiva. Pouco antes de seu colapso gravitacional final, o núcleo de uma estrela massiva lembra uma cebola. O núcleo de ferro é cercado por camadas de silício e enxofre, oxigênio, néon, carbono misturado com um pouco de oxigênio, hélio e, finalmente, hidrogênio. Fora do núcleo, a composição é principalmente hidrogênio e hélio. (Observe que esse diagrama não é exatamente escalável, mas serve apenas para transmitir a ideia geral de como seria essa estrela.)

Mas há um limite para quanto tempo esse processo de construção de elementos por fusão pode continuar. A fusão do silício em ferro acaba sendo a última etapa na sequência da produção de elementos não explosivos. Até esse ponto, cada reação de fusão produziu energia porque o núcleo de cada produto de fusão foi um pouco mais estável do que os núcleos que o formaram. Conforme discutido em The Sun: A Nuclear Powerhouse, os núcleos de luz liberam parte de sua energia de ligação no processo de fusão em núcleos mais pesados e mais unidos. É essa energia liberada que mantém a pressão externa no núcleo para que a estrela não entre em colapso. Mas de todos os núcleos conhecidos, o ferro é o mais estreitamente ligado e, portanto, o mais estável.

Você pode pensar na situação da seguinte forma: todos os núcleos menores querem “crescer” para ser como o ferro e estão dispostos a pagar (produzir energia) para avançar em direção a essa meta. Mas o ferro é um núcleo maduro com boa autoestima, perfeitamente satisfeito sendo o ferro; ele requer pagamento (deve absorver energia) para mudar sua estrutura nuclear estável. Isso é exatamente o oposto do que aconteceu em cada reação nuclear até agora: em vez de fornecer energia para equilibrar a atração interna da gravidade, qualquer reação nuclear envolvendo ferro removeria alguma energia do núcleo da estrela.

Incapaz de gerar energia, a estrela agora enfrenta uma catástrofe.

Colapse em uma bola de nêutrons

Quando as reações nucleares param, o núcleo de uma estrela massiva é sustentado por elétrons degenerados, assim como uma anã branca. Para estrelas que começam sua evolução com massas de pelo menos 10\(M_{\text{Sun}}\), esse núcleo provavelmente é feito principalmente de ferro. (Para estrelas com massas iniciais na faixa de 8 a 10\(M_{\text{Sun}}\), o núcleo provavelmente é feito de oxigênio, néon e magnésio, porque a estrela nunca fica quente o suficiente para formar elementos tão pesados quanto o ferro. A composição exata dos núcleos de estrelas nessa faixa de massa é muito difícil de determinar devido às características físicas complexas dos núcleos, particularmente nas densidades e temperaturas muito altas envolvidas.) Vamos nos concentrar nos núcleos de ferro mais massivos em nossa discussão.

Embora nenhuma energia esteja sendo gerada dentro do núcleo da anã branca da estrela, a fusão ainda ocorre nas conchas que cercam o núcleo. Quando as conchas terminam suas reações de fusão e param de produzir energia, as cinzas da última reação caem sobre o núcleo da anã branca, aumentando sua massa. Como mostra a Figura\(23.1.1\) 23.1, uma massa maior significa um núcleo menor. O núcleo pode se contrair porque até mesmo um gás degenerado ainda é quase um espaço vazio. Afinal, elétrons e núcleos atômicos são extremamente pequenos. Os elétrons e núcleos em um núcleo estelar podem estar lotados em comparação com o ar em seu quarto, mas ainda há muito espaço entre eles.

No início, os elétrons resistem a ficar mais próximos e, portanto, o núcleo encolhe apenas uma pequena quantidade. Em última análise, no entanto, o núcleo de ferro atinge uma massa tão grande que até elétrons degenerados não conseguem mais suportá-lo. Quando a densidade atinge 4 × 10 ¹¹ g/cm ³ (400 bilhões de vezes a densidade da água), alguns elétrons são realmente comprimidos nos núcleos atômicos, onde se combinam com prótons para formar nêutrons e neutrinos. Essa transformação não é algo familiar na vida cotidiana, mas se torna muito importante quando um núcleo estelar tão massivo entra em colapso.

Alguns dos elétrons desapareceram, então o núcleo não consegue mais resistir à massa esmagadora das camadas sobrejacentes da estrela. O núcleo começa a encolher rapidamente. Mais e mais elétrons são agora empurrados para os núcleos atômicos, que acabam ficando tão saturados com nêutrons que não conseguem se segurar neles.

Nesse ponto, os nêutrons são extraídos dos núcleos e podem exercer uma nova força. Como acontece com os elétrons, acontece que os nêutrons resistem fortemente a estar no mesmo lugar e se mover da mesma maneira. A força que pode ser exercida por esses nêutrons degenerados é muito maior do que a produzida por elétrons degenerados, então, a menos que o núcleo seja muito grande, eles podem finalmente impedir o colapso.

Isso significa que o núcleo em colapso pode atingir um estado estável como uma bola esmagada feita principalmente de nêutrons, que os astrônomos chamam de estrela de nêutrons. Não temos um número exato (um “limite de Chandrasekhar”) para a massa máxima de uma estrela de nêutrons, mas os cálculos nos dizem que o limite superior de massa de um corpo feito de nêutrons pode ser apenas cerca de 3\(M_{\text{Sun}}\). Portanto, se a massa do núcleo fosse maior do que isso, mesmo a degeneração de nêutrons não seria capaz de impedir que o núcleo colapsasse ainda mais. A estrela moribunda deve acabar como algo ainda mais extremamente comprimido, que até recentemente se acreditava ser apenas um tipo possível de objeto — o estado de compactação final conhecido como buraco negro (que é o assunto do nosso próximo capítulo). Isso ocorre porque acreditava-se que não existisse nenhuma força que pudesse impedir um colapso além do estágio de estrela de nêutrons.

Colapso e explosão

Quando o colapso do núcleo de uma estrela de alta massa é interrompido por nêutrons degenerados, o núcleo é salvo de mais destruição, mas acontece que o resto da estrela é literalmente destruído. Veja como isso acontece.

O colapso que ocorre quando os elétrons são absorvidos pelos núcleos é muito rápido. Em menos de um segundo, um núcleo com uma massa de cerca de 1\(M_{\text{Sun}}\), que originalmente tinha aproximadamente o tamanho da Terra, colapsa para um diâmetro de menos de 20 quilômetros. A velocidade com que o material cai para dentro atinge um quarto da velocidade da luz. O colapso só é interrompido quando a densidade do núcleo excede a densidade de um núcleo atômico (que é a forma mais densa de matéria que conhecemos). Uma estrela de nêutrons típica é tão comprimida que, para duplicar sua densidade, teríamos que espremer todas as pessoas do mundo em um único cubo de açúcar! Isso nos daria o valor de um cubo de açúcar (um centímetro cúbico) de uma estrela de nêutrons.

O núcleo degenerado de nêutrons resiste fortemente a uma maior compressão, interrompendo abruptamente o colapso. O choque da sacudida repentina inicia uma onda de choque que começa a se propagar para fora. No entanto, esse choque por si só não é suficiente para criar uma explosão estelar. A energia produzida pela matéria que sai é rapidamente absorvida pelos núcleos atômicos nas camadas densas e sobrejacentes de gás, onde ele divide os núcleos em nêutrons e prótons individuais.

Nossa compreensão dos processos nucleares indica (como mencionamos acima) que cada vez que um elétron e um próton no núcleo da estrela se fundem para formar um nêutron, a fusão libera um neutrino. Essas partículas subatômicas fantasmagóricas, introduzidas em The Sun: A Nuclear Powerhouse, levam parte da energia nuclear. É a presença deles que lança a última explosão desastrosa da estrela. A energia total contida nos neutrinos é enorme. No segundo inicial da explosão da estrela, a potência transportada pelos neutrinos (10 ⁴⁶ watts) é maior do que a potência emitida por todas as estrelas em mais de um bilhão de galáxias.

Embora os neutrinos normalmente não interajam muito com a matéria comum (anteriormente os acusamos de serem totalmente antissociais), a matéria próxima ao centro de uma estrela em colapso é tão densa que os neutrinos interagem com ela em algum grau. Eles depositam parte dessa energia nas camadas da estrela logo fora do núcleo. Essa enorme e repentina entrada de energia reverte a queda dessas camadas e as impulsiona explosivamente para fora. A maior parte da massa da estrela (exceto a que entrou na estrela de nêutrons no núcleo) é então ejetada para o espaço. Como vimos anteriormente, essa explosão requer uma estrela de pelo menos 8\(M_{\text{Sun}}\), e a estrela de nêutrons pode ter uma massa de no máximo 3\(M_{\text{Sun}}\). Consequentemente, pelo menos cinco vezes a massa do nosso Sol é ejetada para o espaço em cada um desses eventos explosivos!

A explosão resultante é chamada de supernova (Figura\(\PageIndex{2}\)). Quando essas explosões acontecem por perto, elas podem estar entre os eventos celestes mais espetaculares, como discutiremos na próxima seção. (Na verdade, existem pelo menos dois tipos diferentes de explosões de supernovas: o tipo que estamos descrevendo, que é o colapso de uma estrela massiva, é chamado, por razões históricas, de supernova do tipo II. Descreveremos como os tipos diferem posteriormente neste capítulo).

Figura\(\PageIndex{2}\): Cinco explosões de supernovas em outras galáxias. As setas na fileira superior das imagens apontam para as supernovas. A linha inferior mostra as galáxias hospedeiras antes ou depois da explosão das estrelas. Cada uma dessas supernovas explodiu entre 3,5 e 10 bilhões de anos atrás. Observe que as supernovas, quando explodem pela primeira vez, podem ser tão brilhantes quanto uma galáxia inteira.

A tabela\(\PageIndex{1}\) resume a discussão até agora sobre o que acontece com estrelas e objetos subestelares de diferentes massas iniciais no final de suas vidas. Como grande parte do nosso entendimento científico, esta lista representa um relatório de progresso: é o melhor que podemos fazer com nossos modelos e observações atuais. Os limites de massa correspondentes a vários resultados podem mudar um pouco à medida que os modelos são aprimorados. Há muita coisa que ainda não entendemos sobre os detalhes do que acontece quando estrelas morrem.

40”. Sob a coluna “Estado final no fim de sua vida” estão os valores: “Planeta”, “Anã marrom”, “Anã branca feita principalmente de hélio”, “Anã branca feita principalmente de carbono e oxigênio”, “Anã branca feita de oxigênio - néon-magnésio”, “Explosão de supernova que deixa uma estrela de nêutrons” e “Explosão de supernova que deixa uma estrela de nêutrons” e “Explosão de supernova que deixa uma estrela de nêutrons” e “Explosão de supernova que deixa uma estrela de nêutrons” e “Explosão de supernova que deixa buraco negro”.">

Tabela\(\PageIndex{1}\): O destino final de estrelas e objetos subestelares com massas diferentes

Massa inicial (Massa do Sol = 1) ^1	Estado final no final de sua vida
< 0,01	Planeta
0,01 a 0,08	Anã marrom
0,08 a 0,25	Anã branca feita principalmente de hélio
0,25 a 8	Anã branca feita principalmente de carbono e oxigênio
8 a 10	Anã branca feita de oxigênio, néon e magnésio
10 a 40	Explosão de supernova que deixa uma estrela de nêutrons
> 40	Explosão de supernova que deixa um buraco negro

A supernova dá e a supernova tira

Após a explosão da supernova, a vida de uma estrela massiva chega ao fim. Mas a morte de cada estrela massiva é um evento importante na história de sua galáxia. Os elementos construídos pela fusão durante a vida da estrela agora são “reciclados” no espaço pela explosão, tornando-os disponíveis para enriquecer o gás e a poeira que formam novas estrelas e planetas. Como esses elementos pesados ejetados pelas supernovas são essenciais para a formação dos planetas e a origem da vida, é justo dizer que sem a perda de massa por supernovas e nebulosas planetárias, nem os autores nem os leitores deste livro existiriam.

Mas a explosão da supernova tem mais uma contribuição criativa a dar, à qual aludimos em Estrelas da Adolescência à Velhice quando perguntamos de onde vinham os átomos em suas joias. A explosão da supernova produz uma enxurrada de nêutrons energéticos que atravessam o material em expansão. Esses nêutrons podem ser absorvidos pelo ferro e outros núcleos, onde podem se transformar em prótons. Assim, eles constroem elementos que são mais massivos que o ferro, incluindo favoritos terrestres como ouro e prata. Este é o único lugar que conhecemos onde átomos mais pesados como chumbo ou urânio podem ser produzidos. Da próxima vez que você usar joias de ouro (ou dar algumas para sua namorada), lembre-se de que esses átomos de ouro já fizeram parte de uma estrela explodindo!

Quando as supernovas explodem, esses elementos (assim como os que a estrela criou em tempos mais estáveis) são ejetados no gás existente entre as estrelas e misturados com ele. Assim, as supernovas desempenham um papel crucial no enriquecimento de sua galáxia com elementos mais pesados, permitindo, entre outras coisas, que os elementos químicos que compõem planetas semelhantes à Terra e os blocos de construção da vida se tornem mais comuns com o passar do tempo (Figura\(\PageIndex{3}\)).

Figura\(\PageIndex{3}\): Kepler Supernova Remant. Esta imagem mostra os restos em expansão de uma explosão de supernova, que foi vista pela primeira vez há cerca de 400 anos por observadores do céu, incluindo o famoso astrônomo Johannes Kepler. A camada de gás e poeira em forma de bolha tem agora 14 anos-luz de largura e está se expandindo a 2.000 quilômetros por segundo (4 milhões de milhas por hora). O remanescente emite energia em comprimentos de onda dos raios X (mostrados em azul e verde) para a luz visível (amarela) e para o infravermelho (vermelho). A camada em expansão é rica em ferro, que foi produzido na estrela que explodiu. A imagem principal combina as imagens individuais de uma única cor vistas na parte inferior em uma imagem de vários comprimentos de onda.

Acredita-se também que as supernovas sejam a fonte de muitas das partículas de raios cósmicos de alta energia discutidas em Raios Cósmicos. Presas pelo campo magnético da galáxia, as partículas das estrelas explodidas continuam circulando em torno da vasta espiral da Via Láctea. Os cientistas especulam que os raios cósmicos de alta velocidade que atingem o material genético dos organismos da Terra ao longo de bilhões de anos podem ter contribuído para as mutações constantes - mudanças sutis no código genético - que impulsionam a evolução da vida em nosso planeta. De todas as formas que mencionamos, as supernovas desempenharam um papel no desenvolvimento de novas gerações de estrelas, planetas e vida.

Mas as supernovas também têm um lado sombrio. Suponha que uma forma de vida tenha a infelicidade de se desenvolver em torno de uma estrela que por acaso se encontra perto de uma estrela massiva destinada a se tornar uma supernova. Essas formas de vida podem ser eliminadas quando a radiação forte e as partículas de alta energia da explosão da estrela vizinha atingirem seu mundo. Se, como alguns astrônomos especulam, a vida pode se desenvolver em muitos planetas ao redor de estrelas de vida longa (menor massa), então a adequação da própria estrela e planeta da vida pode não ser tudo o que importa para sua evolução e sobrevivência a longo prazo. A vida pode muito bem ter se formado em torno de várias estrelas agradavelmente estáveis apenas para ser exterminada porque uma enorme estrela próxima de repente se tornou uma supernova. Assim como crianças nascidas em uma zona de guerra podem ser vítimas injustas de sua vizinhança violenta, a vida muito próxima de uma estrela que se torna supernova pode ser vítima de ter nascido no lugar errado na hora errada.

Qual é a distância segura de estar de uma explosão de supernova? Depende muito da violência da explosão em particular, do tipo de supernova (veja A evolução dos sistemas estelares binários) e do nível de destruição que estamos dispostos a aceitar. Os cálculos sugerem que uma supernova a menos de 50 anos-luz de distância de nós certamente acabaria com toda a vida na Terra, e que mesmo uma a 100 anos-luz de distância teria consequências drásticas para os níveis de radiação aqui. Uma pequena extinção de criaturas marinhas há cerca de 2 milhões de anos na Terra pode, na verdade, ter sido causada por uma supernova a uma distância de cerca de 120 anos-luz.

A boa notícia é que atualmente não existem estrelas massivas que prometam se tornar supernovas dentro de 50 anos-luz do Sol. (Isso ocorre em parte porque os tipos de estrelas massivas que se tornam supernovas são, em geral, bastante raros.) A estrela massiva mais próxima de nós, Spica (na constelação de Virgem), está a cerca de 260 anos-luz de distância, provavelmente uma distância segura, mesmo que exploda como uma supernova em um futuro próximo.

Exemplo\(\PageIndex{1}\): Gravidade extrema

Nesta seção, você foi apresentado a alguns objetos muito densos. Como a gravidade desses objetos afetaria você? Lembre-se de que a força da gravidade,\(F\), entre dois corpos é calculada como

\[F=G\dfrac{M_1M_2}{R^2} \nonumber\]

onde\(G\) está a constante gravitacional\(6.67 \times 10^{–11} \text{ Nm}^2/\text{kg}^2\),\(M_1\) e\(M_2\) são as massas dos dois corpos, e\(R\) é sua separação. Além disso, da segunda lei de Newton,

\[F=M \times a \nonumber\]

onde\(a\) está a aceleração de um corpo com massa\(M\).

Então, vamos considerar a situação de uma massa - digamos, você - em pé sobre um corpo, como a Terra ou uma anã branca (onde presumimos que você usará um traje espacial à prova de calor). Você é\(M_1\) e o corpo em que você está de pé é\(M_2\). A distância entre você e o centro de gravidade do corpo em que você está é seu raio,\(R\). A força exercida sobre você é

\[F=M_1 \times a=G\dfrac{M_1M_2}{R^2} \nonumber\]

Resolvendo\(a\) a aceleração da gravidade nesse mundo, obtemos

\[g= \frac{ \left(G \times M \right)}{R^2} \nonumber\]

Observe que substituímos o símbolo geral de aceleração,\(a\), pelo símbolo que os cientistas usam para a aceleração da gravidade,\(g\).

Digamos que uma anã branca em particular tenha a massa do Sol (2 × 10 ³⁰ kg), mas o raio da Terra (6,4 × 10 ⁶ m). Qual é a aceleração da gravidade na superfície da anã branca?

Solução

A aceleração da gravidade na superfície da anã branca é

\[ g \text{ (white dwarf)} = \frac{ \left( G \times M_{\text{Sun}} \right)}{R_{\text{Earth}}^2} = \frac{ \left( 6.67 \times 10^{−11} \text{ m}^2/\text{kg s}^2 \times 2 \times 10^{30} \text{ kg} \right)}{ \left( 6.4 \times 10^6 \text{ m} \right)^2}= 3.26 \times 10^6 \text{ m}/\text{s}^2 \nonumber\]

Compare isso com g na superfície da Terra, que é 9,8 m/s ².

Exercício\(\PageIndex{1}\)

Qual é a aceleração da gravidade na superfície se a anã branca tem o dobro da massa do Sol e tem apenas metade do raio da Terra?

Resposta

\[ g \text{ (white dwarf)} = \frac{ \left( G \times 2M_{\text{Sun}} \right)}{ \left( 0.5R_{\text{Earth}} \right)^2}= \frac{ \left(6.67 \times 10^{−11} \text{ m}^2/\text{kg s}^2 \times 4 \times 10^{30} \text{ kg} \right)}{ \left(3.2 \times 10^6 \right)^2}=2.61 \times 10^7 \text{ m}/\text{s}^2 \nonumber\]

Resumo

Em uma estrela massiva, a fusão de hidrogênio no núcleo é seguida por várias outras reações de fusão envolvendo elementos mais pesados. Pouco antes de esgotar todas as fontes de energia, uma estrela massiva tem um núcleo de ferro cercado por camadas de silício, enxofre, oxigênio, néon, carbono, hélio e hidrogênio. A fusão do ferro requer energia (em vez de liberá-la). Se a massa do núcleo de ferro de uma estrela ultrapassar o limite de Chandrasekhar (mas for menor que 3\(M_{\text{Sun}}\)), o núcleo colapsa até que sua densidade exceda a de um núcleo atômico, formando uma estrela de nêutrons com um diâmetro típico de 20 quilômetros. O núcleo se recupera e transfere energia para fora, soprando as camadas externas da estrela em uma explosão de supernova tipo II.

Notas de pé

¹ Estrelas na faixa de massa de 0,25—8 e 8—10 podem posteriormente produzir um tipo de supernova diferente da que discutimos até agora. Eles são discutidos em A evolução dos sistemas estelares binários.

Glossário

estrela de nêutrons

um objeto compacto de densidade extremamente alta composto quase inteiramente por nêutrons

supernova tipo II

uma explosão estelar produzida no ponto final da evolução de estrelas cuja massa excede aproximadamente 10 vezes a massa do Sol