Quem
não lembra de quando éramos criancinhas e a gente começava à aprender sobre a
vida e ai nos deparávamos com nossos pais soltando aquela eterna frase: “todo os seres, nascem, crescem e morrem,”
pois é minha gente nada dura para sempre, o que tem de diferente é o tempo de vida, alguns vivem mais do quê outros ,
tirem por comparação o tempo de vida de uma tartaruga e um gato. O bacana que a
frase dita em aspas serve até para as estrelas, pois é, estrelas nascem, crescem e morrem, hoje falarei um pouco sobre evolução
estelar.
É
nas nuvens moleculares que as estrelas são formadas, e este tipo de nuvem é
encontrado em grande quantidade nos braços das galáxias espirais, estas
regiões de formação estelar são apelidadas de “berçários de estrelas”, a constelação de Órion abriga um grande berçário de
estrelas
que está “perto” de nós. Essas nuvens moleculares são formadas basicamente de hidrogênio, e por incrível que pareça mesmo estas nuvens possuindo dimensões da ordem de 10 a 100 *parsecs elas ficam inertes na delas, em equilíbrio e,
com baixas temperaturas, são escuras e bloqueiam a radiação visível. Mas se nas
proximidades destas nuvens pipocar uma supernova a onda desta explosão irá
tirar a nuvem do equilíbrio, promovendo um colapso nela e ao colapsar ela começa a se fragmentar passando o bastão para a energia
potencial gravitacional, que é convertida em energia térmica e radiação, o
resultado final é o embrião estrelar ou melhor a protoestrela.
Quem definirá se a protoestrela será uma estrela ou não é a massa, este
parâmetro será fundamental em tudo que irá acontecer com o embrião estelar, pois, caso a protoestrela acumule pouca massa, algo entre 13 MJ a 75 MJ (massa de Júpiter) ela não terá massa o suficiente para que seu núcleo atinja a
temperatura de 10 milhões de graus, a estes corpos damos o nome de Anãs Marrons (tadinhas).
Quando
a protoestrela tem massa suficiente para aquecer seu núcleo até 10 milhões de
graus, dá se início à reação em cadeia próton-próton começando a fusão do
hidrogênio, que libera energia parando o colapso gravitacional que foi
iniciado na nuvem molecular, equilibrando a recém nascida estrela, fazendo ela deixar o
estágio de embrião estelar para ser uma jovem estrela no ramo da Sequência
Principal, e nesta fase a estrela passará mais de 90% de sua vida.
No
entretanto, o tempo de estadia da
estrela nesta fase é determinado pela massa que ela possuir. Caso a estrela tenha nascida levinha pesando entre 0.1 à 0.5 massa do Sol (comparações
feitas dados do nosso Sol), estas estrelas são chamadas de Anãs Vermelhas e elas irão passar muito, mas muito tempo na
sequencia principal, o tempo estimado de vida deste tipo de estrela nesta fase
é acima de 200 bilhões de anos, tempo que supera a idade estimada do universo, para vocês
terem ideia até hoje não detectamos uma anã vermelha fora da sequência
principal, no hipotético estágio de anã branca de hélio, mas elas não são
imortais, só possuem um tempo de vida muito, muito ... muito longo. A equação abaixo é usada para determinar o tempo da estrela na sequência principal.
Quando estrela formada possui entre 0.5 a 10 massas solares, elas são chamadas de estrelas de massa intermediária, nosso Sol está nesta classificação, aqui a estrelas passaram
cerca de 10 bilhões de anos na fase de sequência principal, quando acabar a reserva
de hidrogênio no núcleo, a estrela irá migrar para o ramo das gigantes (opá
cresceu), e no caso do nosso Sol ele será uma gigante vermelha, e a partir
deste ponto até a sua morte, o tempo de vida será de 1 bilhão de anos, tornando-se por
fim uma “Anã branca”.
Agora
quando a estrela nasce pesadinha com massa acima de 10 massas solares, o bicho
pega, por serem muito massivas, elas irão viver freneticamente, consumindo seu
hidrogênio muito rápido, logo o tempo na fase da sequência principal será curto, consequentemente elas irão morrer mais cedo do que as estrelas de baixa massa, essas estrelas passam
em média apenas 10 milhões de anos na sequencia principal, ao sair deste ramo seguirão para a fase de super gigante azul ou vermelha, a partir
deste estágio em menos de 1 milhão de anos elas explodem no fenômeno chamado de Super nova (tipo 2 ou tipo l-b),
restando um caroço de nêutron degenerados chamados de estrelas de nêutron ou um buraco
negro.
Até a próxima 😉😄
Referências:
50 Ideias de Astronomia que você precisa conhecer - Giles Sparrow
Astronomia e Astrofísica - Kepler de Souza Oliveira Filho & Maria de Fátima Oliveira Santos
http://aspire.cosmic-ray.org/Labs/StarLife/
http://www.writeopinions.com/g-type-main-sequence-star
http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/tempove/node1.htm
Nenhum comentário:
Postar um comentário