Todos nós já olhamos para cima e vimos um céu todo pontilhado de estrelas (Se você ainda não fez isso, vá fazer o quanto antes, vale a pena :D). Mas … do que são feitas as estrelas? Como elas foram parar lá? Nessa Postagem (e talvez nas suas continuações) vamos explorar essas perguntas e mais algumas.

Primeiro vamos ver como as estrelas nascem. No universo é comum que encontremos algumas nuvens de material interestelar chamadas de Regiões HII (se lê regiões H dois), ou nuvens moleculares, que são regiões no espaço que são ricas em gás (nas regiões HII o gás está ionizado e nas nuvens moleculares ele está neutro), e onde temos estrelas nascendo, e o que ocorre nessas regiões?

Nebulosa de Orion, um exemplo famoso de região de formação estelar.

Estas regiões podem sofrer alguns processos que fazem com que partes delas se tornem mais densas (colisões entre essas nuvens, ventos de outras estrelas, explosões de supernovas, e etc).

Quando isso acontece, essa região fica mais densa, e sua gravidade fica mais intensa, o que atrai mais massa, deixando aquela região mais massiva, o que aumenta o campo gravitacional local, o que atrai mais massa, e assim geramos algo instável, e assim nossa nuvem vai se fragmentar em pedaços menores, e mais densos, e de novo, e de novo, até que atingimos um estado de equilíbrio entre pressão e gravidade, e chegamos a uma temperatura alta o suficiente para que haja fusão nuclear.

Simulação de região de formação de estrelas homogênea. Ainda não temos regiões mais densas.
Simulação de região de formação com partes mais densas, e com um início de colapso gravitacional.
Simulação de região de formação estelar, não só com partes mais densas, mas com estrelas já se formando, e com seus respectivos discos surgindo ao seu redor.

Aqui ainda não temos uma estrela, temos uma proto-estrela. Temos uma esfera de plasma, que efetua fusão nuclear, ou seja, ela funde nucleos de átomos em outros núcleos. No caso da nossa proto-estrela ela funde um tipo de hidrogênio, chamado deutério (cujo núcleo possui um próton e um neutron, enquanto o hidrogênio comum possuí apenas um próton).

Aqui vemos um núcleo de Deutério, um hidrogênio com um nêutron, se fundindo com um hidrogênio comum, e gerando um tipo de hélio com um nêutron a menos que o comum.

Nesta fase a estrela possui um disco de acreção ao seu redor, onde matéria está em movimento, em direção e para longe da estrela, e esse disco no futuro poderá gerar planetas ao redor da estrela.

Proto-estrela com um disco de acreção ao seu redor, com a matéria migrando majoritariamente em direção a estrela, e em parte para longe dela.

Depois que a acreção fica menos intensa, e a estrela aumenta a sua temperatura, e contrai, temos o início de outro tipo de fusão nuclear no seu centro, a fusão de hidrogênio comum em hélio comum. Para estrelas de pequena massa, massas menores que 5 massas solares, o ciclo de fusão de hidrogênio é o ciclo próton-próton.

Ilustração do ciclo nuclear de queima de hidrogênio, próton-próton.

Nesta fase dizemos que a estrela acabou de entrar na chamada sequência principal, que é a fase em que ela queima hidrogênio em seu núcleo.

Agora que a estrela já está na sua fase principal, vamos ver como que são as estruturas internas de diferentes estrelas. Para isso vamos ver como que a energia de uma estrela pode ser transportada no seu interior, para vermos como será a estrutura da nossa estrela. Uma das formas de transporte de energia é o transporte radiativo, ou seja, os fótons energéticos irão sair do núcleo, e irão viajar para as regiões mais externas da nossa estrela, ao fazer isso, esses fótons estão transportando consigo a energia que estava mais concentrada no núcleo.

Caminho aleatório do fóton, ou o andar do bêbado.

Os fótons não saem do núcleo e vão direto para camadas mais externas em uma reta só. Os fótons tem seus caminhos mudados através de suas interações com a matéria da estrela. Conforme esses caminhos juntos formam um deslocamento líquido, aqui na figura é chamado de “d”. Esse caminho é conhecido como caminho aleatório, ou andar do bêbado. Em cada mudança de direção, o fóton vai perdendo energia, e assim que a energia vai sendo transportada.

A outra possibilidade de transporte de energia ocorre quando o meio em questão é opaco, e os fótons não conseguem efetivamente viajar de um ponto a outro, o numero de colisões intermediarias é muito grande, o que faz com que uma certa camada da estrela fique mais quente que as camadas mais externas, e damos início a um processo de convecção, semelhante ao movimento da água fervendo, ou seja, uma massa de gás da estrela sai das camadas mais internas, e mais quentes, ruma para as camadas mais externas, esfria, e volta para as camadas mais internas.

Agora que já sabemos como que a energia é transportada podemos ver como que é o interior de cada tipo de estrela, de acordo com suas massas, dentro da sequência principal.

Ilustração da estrutura de estrelas de diferentes massas. Vemos as regiões de convecção e de transporte radiativo. Para mais explicações, ver o texto.

Estrelas com uma massa muito maior que a do sol, tem um núcleo convectivo, e o transporte de energia nas regiões mais externas é feito de forma radiativa. O nosso Sol, e estrelas de massas semelhantes possuem a região externa convectiva, e a região mais interna radiativa. E estrelas com massa bem inferior a massa do sol são quase inteiras convectivas, da superfície até as regiões mais próximas do núcleo.

Para ver o que acontece com a estrela depois da fase de sequência principal, aguarde para a parte 2 :D.

 

Rafael Rechiche Campos

Olá.
Meu nome é Rafael de Campos, gosto de ciência, principalmente astronomia, desde pequeno. Sou formado em física pelo instituto de física da USP, tenho mestrado em astrofísica pelo instituto de astronomia e geofísica da USP, com foco em estrelas jovens e seus discos de acreção, e agora sou aluno do doutorado no mesmo instituto. Tenho interesse em astronomia, principalmente a parte estelar, e física.

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