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14 - Estrutura e Evolução Estelar
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Evolução Estelar
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Formação, Evolução Estelar e Sequência Principal
Revisão Textual:
Prof. Me. Claudio Brites
Formação, Evolução Estelar
e Sequência Principal
Objetivos
• Estudar os estágios de formação estelar e suas características para a evolução na
sequência principal;
• Compreender as estrelas de baixa e de alta massa.
Caro Aluno(a)!
Normalmente, com a correria do dia a dia, não nos organizamos e deixamos para o úl-
timo momento o acesso ao estudo, o que implicará o não aprofundamento no material
trabalhado ou, ainda, a perda dos prazos para o lançamento das atividades solicitadas.
Assim, organize seus estudos de maneira que entrem na sua rotina. Por exemplo, você
poderá escolher um dia ao longo da semana ou um determinado horário todos ou alguns
dias e determinar como o seu “momento do estudo”.
Após o contato com o conteúdo proposto, participe dos debates mediados em fóruns de
discussão, pois estes ajudarão a verificar o quanto você absorveu do conteúdo, além de
propiciar o contato com seus colegas e tutores, o que se apresenta como rico espaço de
troca de ideias e aprendizagem.
Bons Estudos!
UNIDADE
Formação, Evolução Estelar e Sequência Principal
Contextualização
As observações indicam que as estrelas surgiram do material interestelar que cons-
tituem os elementos fundamentais da formação do Universo no chamado Big Bang,
agrupando-se em aglomerados, associações, correntes, grupos, galáxias. As estrelas
variam em larga escala quanto ao brilho intrínseco, volume, densidade, massa, cor e
estabilidade física. A vista do seu brilho aparente é definida pela magnitude, que varia de
acordo com as características físicas em cada tipo de estrela.
Um dos mais belos aglomerados globulares e de fácil observação com um pequeno teles-
cópio, como uma estrela difusa, foi observado pela primeira vez pelo astrônomo italiano
Maraldi (1709 - 1788), em 1746, e redescoberto pelo astrônomo Messier (1730 - 1817) em
1760. Situado a uma distância de cerca 50 mil anos - luz, possui um diâmetro de aproxima-
damente 150 anos -luz. É um dos mais ricos e compactos aglomerados globulares. Parece
possuir cerca de 100 mil estrelas (MOURÃO, 1995, p. 526).
De acordo com Arany-Prado (2017), o carro chefe do NGC foi o Catálogo Geral
de Nebulosas, publicado em 1864 pelo astrônomo inglês Sir John Frederick William
Herschel (1792 - 1871) com 5079 objetos, dos quais apenas 450 não foram devido às
observações de Herschel e de seu pai, Sir William Herschel (1738 - 1822). Dreyer, revi-
sou, corrigiu e ampliou o catálogo original.
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Introdução
No início das observações astronômicas, todo objeto aparentemente fixo que apare-
cia como uma mancha difusa em um pequeno instrumento era chamado de nebulosa.
Assim, nessa época, os aglomerados estelares e as galáxias foram denominados nebulo-
sas; atualmente, contudo, não convém usar mais esse termo para designar tais objetos.
Podemos chamar de nuvem concentrada de matéria interestelar. Quando as nebulosas
apresentam um espectro contínuo, temos as nebulosas de reflexão; quando o espectro é
de raia, temos as nebulosas planetárias e difusas; e quando o espectro é não luminoso,
mas absorvente, temos as nebulosas obscuras.
De acordo com Nogueira (2009), as radiações emitidas por estrelas são como ondas ou par-
tículas emitidas por uma fonte. A radiação eletromagnética é energia deslocando-se em
forma de onda, incluindo raios gama, raios x, radiação ultravioleta, luz visível, radiação
infravermelha, microondas e ondas de rádio.
Podemos dizer que as estrelas se formam a partir de nuvens de gás e poeira em uma
galáxia. Essas nuvens são conhecidas como berçários de estrelas. A Figura 1 mostra um
exemplo desses berçários, na Nebulosa da Águia (Messier 16 ou NGC 6611). No centro
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Para que seja capaz de formar estrelas, os astrônomos dizem que essa nuvem deve ser
fria e densa, porque as nuvens mais quentes ou com pouco material não conseguirão se
condensar para formar estrelas. Para que uma nuvem comece a formar estrelas, ela deve
sofrer uma perturbação. A ideia é que uma vez que a nuvem sofra essa perturbação, ela
formará uma pequena região mais densa, que devido à própria atração gravitacional
começará a colapsar. Por causa disso, essa região perturbada esquenta e eventualmente
seu núcleo se torna muito denso e quente, atingindo as condições para iniciar as reações
nucleares. Quando isso ocorre, a contração cessa e então, surge uma estrela, que terá
início na sequência principal, conforme o Digrama Hertzsprung-Russell (H-R).
Formação Estelar
O processo básico para a formação de estrelas é a fragmentação e contração de uma
nuvem de poeira e gás. Acredita-se que para que essas nuvens comecem esse processo,
algo deve acontecer para perturbá-las. Existem vários processos no meio interestelar que
podem ser responsáveis por essa perturbação, por exemplos: explosão de supernovas,
colisões entre nuvens, ondas de pressão de um determinado tipo de estrela.
Tal perturbação, que como vimos, pode ter várias causas ainda não esclarecidas em
todos os seus aspectos dá início à agregação de massa que por sua vez atrai cada vez
mais massa, em um processo de contração gravitacional, que podem durar milhões de
anos. Para se ter ideia, as nuvens são classificas em três tipos: nuvens moleculares, nu-
vens de emissão e de poeira.
De acordo com Oliveira Filho e Saraiva (2014), as propriedades médias da região central
das nuvens moleculares são: densidade média n 104cm–3, consistindo, principalmen-
te, de hidrogênio molecular; temperatura média T 10 – 30K; campo magnético médio
B 20 – 30 µG; razão de gás ionizado, por raios cósmicos, para gás neutro ni/n 107;
tamanho R 1017cm 0,05pc; velocidade angular de rotação Ω 1014rad/s. Enquanto
que as propriedades das estrelas, por exemplo, o Sol, são: densidade média n 1024cm–3,
consistindo, principalmente, de hidrogênio ionizado; temperatura média T 1017K; campo
magnético médio na atmosfera B 1G; razão de gás ionizado para gás neutro ni/n 1 –
exceto na atmosfera; tamanho R 1011cm; velocidade angular de rotação Ω 10–6rad/s.
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Portanto, para que haja a formação de uma estrela a partir da nuvem de poeira e
gás, é necessária uma contração de um fator 106 em raio, e 1020 em densidade, o que
causa os problemas, chamados de Momentum Angular de Rotação e Fluxo Magnético.
Leia o livro intitulado Astronomia e Astrofísica do Prof. Kepler de Souza Oliveira Filho e da
Prof.ª Maria de Fátima Oliveira Saraiva clicando no link: http://astro.if.ufrgs.br/
Uma vez que a contração em uma nuvem inicia a força gravitacional da nuvem atuando
em si mesma, ocasiona o colapso. À medida que a nuvem colapsa, sua rotação aumenta
por conservação do momentum angular e, com o passar do tempo, a massa de gás rotante
assume uma forma discoidal, com uma concentração central que resultou na origem ao Sol.
Podemos pensar que os planetas se formaram a partir do material no disco da nuvem solar?
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Figura 2 – Etapas do processo de formação do Sistema Solar de acordo com o modelo da nebulosa solar
Fonte: Adaptado de OLIVEIRA FILHO e SARAIVA, 2014
Mas o colapso continua, na parte externa do sistema solar, onde o material condensado
da nebulosa continha silicatos e gelos, esses núcleos crescem até atingir massas da ordem
de dez vezes a massa da Terra, por exemplo, ficando tão grandes a ponto de poderem
atrair o gás a seu redor e então crescem mais ainda por acresção de grande quantidade
de hidrogênio e hélio da nebulosa solar (Figura 2). Nesse caso, deram origem aos planetas
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jovianos (d). Na parte interna, onde apenas os silicatos estavam presentes, os núcleos pla-
netários não puderam crescer muito, dando origem aos planetas terrestres (d).
Leia mais sobre as características físicas das nuvens interestelares clicando no link: http://bit.ly/3ag7Y1k
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Formação, Evolução Estelar e Sequência Principal
De acordo com Oliveira Filho e Saraiva (2014), nessa fase, por conservação do
momentum angular da nuvem original, o material interestelar que está girando
acaba achatando-se em um disco, como representado na Figura 2 (b);
A imagem ilustrada na Figura 3 é da poeira e do gás ao redor de uma suposta
protoestrela. Esse disco seria invisível no espectro visível, pois grãos de poeira
absorvem radiação da estrela e a reemitem em comprimentos de onda mais frios;
Figura 3 – Protoestrela
Fonte: Getty Images
Nessa etapa, as estrelas começam sua trajetória evolutiva pelo Diagrama H-R, em
direção à sequência principal;
• Estágio 5: Evolução da protoestrela: A protoestrela começa um processo de a
contração e aumenta sua temperatura. No Diagrama H-R (Figura 4), ela se move
para a esquerda, surgindo embaixo, muito próxima ao eixo horizontal em direção
a sequência principal. A pressão interna aumenta cada vez mais, e trabalha contra
a gravidade, desacelerando a contração gravitacional. O calor gerado no núcleo da
estrela se difunde para as camadas mais externas e frias, onde é irradiado. Quanto
menos energia for irradiada, mais a contração diminuirá. Esta é uma fase de ativi-
dade violenta, com liberação de ventos e jatos. Esse caminho que a estrela percorre
no Diagrama H-R do estágio quatro até o estágio seis é conhecido como trajetó-
ria de Hayashi, estabelecida em 1965, pelo astrofísico japonês Chushiro Hayashi
(1920 - 2010). A luminosidade, inicialmente muito elevada, decresce rapidamente
com a contração, enquanto sua temperatura superficial permanece quase constan-
te, ou seja, a temperatura no núcleo ainda não é alta o suficiente para iniciar as
reações termonucleares;
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10.000 Supergigantes
Gigantes
Vermelhas
Sequência
Principal
0,01 Anãs
Brancas
10.000 3.500
TEMPERATURA (em graus Kelvin)
Uma estrela como o Sol leva ao todo cerca de 30 a 50 milhões de anos para chegar à sequ-
ência principal do Diagrama H-R. A trajetória evolutiva depende da massa da protoestrela.
Uma protoestrela de 15 vezes a massa do Sol levaria, apenas, cerca de 10.000 anos para
uma formação similar.
Podemos pensar que protoestrelas com massas menores do que a do Sol podem não
atingir a pressão e temperatura necessárias em seu núcleo, o suficiente para formarem
estrelas e, possivelmente, se tornarão anãs marrons. Para ter ideia, as anãs marrons pos-
suem massa entre 0,012 M e 0,080 M – Júpiter, por exemplo, que possui 0,0010 M,
tecnicamente não é uma anã marrom.
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Protoestrela com massas maiores que 100 M desenvolvem altas temperaturas nucle-
ares tão rapidamente que a pressão da radiação domina o colapso gravitacional muito
rápido. Dessa forma, essas estrelas chegam também rapidamente à sequência principal.
Assista ao vídeo Sonda Voyager 2 Entra no Espaço Interestelar – Space Today TV, episó-
dio 1616, clicando no link: https://youtu.be/6I_gxStLJa0
Para que uma estrela esteja na sequência principal do diagrama H-R, ela precisa se
encontrar equilíbrio hidrostático, os astrônomos mencionam que a estrela está na sua
fase madura, dando início à fusão de hidrogênio em hélio. Essa fase é a mais duradoura
e estável da estrela.
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menos entre os astrofísicos, diagrama HR, veremos que nessa fase,
que é a mais estável, as estrelas situam-se na chamada sequência
principal do diagrama. (ARANY-PRADO, 2017, p. 99)
Para continuarmos o raciocínio, podemos sugerir que, quando a fusão nuclear acabar,
a pressão de radiação que contrabalançava a força gravitacional deixará de existir, e, dessa
forma, a estrela se contrairá até que a pressão dos elétrons degenerados se torne suficiente
para a fusão do hélio começar. Os modelos matemáticos mostram que o que acontece
depende da massa da estrela. Vamos, então, descrever a evolução de estrelas de baixa e de
alta massa a partir da sequência principal separadamente, porque a massa de uma estrela,
no início de sua existência, é um dos fatores fundamentais que determinam seu destino.
De acordo com Arany-Prado (2017), uma estrela com 8 M, por exemplo, deve viver
apenas cerca de dezenas de milhões de anos; uma de 10 M, por exemplo, cerca de dez
milhões de anos; e uma de 20 M, somente cerca de um milhão de anos. Levando-se em
consideração a idade do Universo, estimada em cerca de 14 bilhões de anos, o tempo de
existência de uma estrela com 20 M corresponde a apenas 0,0001 da idade do Universo.
Sabemos que as estrelas podem ser divididas entre as que são semelhantes ao Sol
e possuem entre 0,5 M até 1,5 M, as que possuem massas inferiores a 0,5 M e as
que possuem massas superiores a 1,5 M. Segundo Arany-Prado (2017), estrelas com
massas inferiores a 0,5 M terminarão suas vidas após a fase de gigante vermelha, de
forma semelhante à evolução de nebulosas planetárias, pois não serão capazes de fun-
dir hélio. Não há um envelope estelar massivo suficiente para manter a pressão em seu
núcleo. Segundo os estudos e modelos matemáticos, podem ficar na sequência principal
por quase seis trilhões de anos e sobrará uma anã branca de hélio como remanescente.
Os tempos de existência para estrelas com 0,5 M são da ordem de 20 bilhões de anos.
Para simplificar, podemos dizer que estrelas com massas inferiores a 0,5 M só rea-
lizam fusão nuclear do hidrogênio, portanto, não chegam a fundir hélio em seu núcleo.
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Para estrelas com massas superiores a 0,5 M, após a exaustão do hélio, os processos
são semelhantes aos que ocorrem após a exaustão do hidrogênio. No entanto, é neces-
sário um estudo mais aprofundado sobre a variação de situações entre 0,5 M e 5,0 M.
Não mencionamos as anãs marrons, porque Mourão (1995, p. 32) considera que anã-mar-
rom é um corpo celeste que permanece no estágio entre planeta e estrela, possui uma
massa inferior a cerca de 0,05 M e 0,10 M. Origina-se de uma nuvem de matéria interes-
telar, com uma massa compreendida entre 3 e 40 milésimos da solar, o que impediu que
ela se condensasse em um planeta ou em uma estrela.
Pensamos então que, quando o núcleo chega ao ferro, não há mais como extrair
energia através de reações de fusão nuclear, e a estrela colapsa. Ocorre que os núcleos
de ferro começam a ser desintegrados em núcleos de hélio, o que reverte a chamada
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nucleossíntese, havendo a produção de grande quantidade de nêutrons, em seguida o
hélio ejeta a maior parte de sua massa como supernova. Resultando, provavelmente, em
uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
Obervando a Figura 5, temos três possibilidades para a chamada morte estelar: anã
branca, proveniente de uma nebulosa planetária; estrela de nêutrons e buracos negros,
provenientes de supernovas. No entanto, os astrônomos mencionam uma quarta pos-
sibilidade para uma supernova, acontece que, se a explosão final for suficientemente
violenta, toda a matéria será jogada no espaço, não sobrando remanescente estelar ou
outra opção conhecida, resulta da evolução de um sistema binário no qual uma das es-
trelas é uma anã branca de carbono-oxigênio degenerado.
Juntamente com Arany-Prado (2017, p. 126), pode-se questionar sobre um dos maio-
res desafios da Astronomia, Astrofísica e mais recentemente da Astrobiologia: “Como
estudar a evolução estelar em escalas de milhões ou bilhões de anos, quando a vida útil
de um observador na Terra é apenas cerca de 50 anos, se tanto?”
[...] A resposta para isto, como foi descrito, é: observar todos os tipos
de estrelas em todas as fases evolutivas possíveis (e tais estrelas po-
dem estar representadas no diagrama HR). O conjunto destas obser-
vações serão as peças do quebra-cabeça que, montado, juntamente
com as teorias físicas, poderá informar sobre a vida de uma dada
estrela. É exatamente isto o que ocorre: pesquisadores desenvolvem
teorias sobre como são as trajetórias evolutivas das estrelas no diagra-
ma HR e as comparam com as distribuições de um conjunto adequado
de estrelas, observadas hoje, para as quais se conhecem os parâme-
tros, tais como a temperatura e a luminosidade. O diagrama HR, e
suas variações servem para correlacionar e deduzir parâmetros este-
lares que são, em geral, muito difíceis de serem obtidos diretamente.
(ARABY-PRADO, 2017, p. 126)
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Formação, Evolução Estelar e Sequência Principal
Material Complementar
Indicações para saber mais sobre os assuntos abordados nesta Unidade:
Sites
SAB – Sociedade Astronômica Brasileira
Fique por dentro das principais pesquisas no Brasil por meio da Sociedade Brasileira
de Astronomia.
http://bit.ly/365vL0y
Vídeos
Sonda Voyager 2 Entra no Espaço Interestelar – Space Today TV, episódio 1616
https://youtu.be/6I_gxStLJa0
A Fusão Nuclear Explicada: Energia do Futuro?
https://youtu.be/cXarvv2j9WI
De Poeira Estelar a Supernovas: O Ciclo de Vida das Estrelas
Sobre o ciclo de vida das estrelas com Pedro Loos.
https://youtu.be/1wPSGIV84aI
Leitura
Estudo melhora visualização de defeitos microscópicos em materiais
Textos atualizados na Sociedade Brasileira de Física.
http://bit.ly/30uUNVF
The Hertzsprung Russell Diagram
Veja o diagrama H-R mais detalhado.
http://bit.ly/2u5Jkjo
Simulador - Diagrama Hertzsprung-Russell
Veja o simulador para o diagrama H-R do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE).
http://bit.ly/2R0MrlC
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Referências
ARANY-PRADO, L. I. À Luz das Estrelas. São Paulo: DP&A, 2017.
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