Essa é a continuação do artigo “ESTRELAS: O INÍCIO, O FIM E O MEIO (PARTE I)” se você ainda não o leu, vá lá dar uma olhada, ele ainda está aqui :D.

No artigo anterior, tínhamos visto até a estrutura de estrelas de várias massas diferentes. Vamos agora dar uma olhada em como que as estrelas de diferentes massas evoluem para as fases posteriores a sequência principal, começando com estrelas de baixa massa. Para estrelas de baixa massa, o núcleo acaba exaurindo sua reserva de combustível (aqui o combustível do núcleo é o hidrogênio), e o núcleo acaba se contraindo.

No lado esquerdo temos uma estrela na sequência principal com uma estrutura semelhante a do Sol. Na direita temos a estrutura de uma estrela começando a tornar-se uma gigante. Aqui podemos ver as regiões em que há queima de hidrogênio, ambas vermelhas, no caso da sequência principal essa região é o núcleo, e no caso da estrela se tornando gigante, o núcleo está inerte (composto por hélio), e a região de queima é uma casca ao seu redor.

Quando o núcleo se contrai, o gás muito próximo dele irá se contrair também e esquentar muito, o que liga a queima de hidrogênio não no núcleo, mas sim em uma casca ao redor do núcleo. Enquanto o núcleo se contrai, o gás um pouco mais distante do núcleo irá se expandir (para quem gosta de matemática e física, isso pode ser demonstrado matematicamente com o uso de conservação de energia e o teorema do Virial).

O gás ao se expandir resfria, o que faz com que a cor da estrela em questão fique avermelhada, e um processo de convecção se inicia de fora para dentro, e a estrela agora em questão aumentou muito o seu raio, e diminuiu muito a sua temperatura, ou seja, ela se tornou uma gigante vermelha.

Na imagem à esquerda vemos uma estrela na sequência principal, e vemos que sua região convectiva está próxima a sua superfície, e nas regiões mais internas temos uma região radiativa. A estrela à direita é uma estrela gigante, que tinha a sua região convectiva próxima da superfície, mas está cresceu em direção ao núcleo, tornando a nossa estrela quase inteira convectiva, com uma casca de queima de hidrogênio ao redor do núcleo e um núcleo de hélio inerte.

O núcleo da nossa estrela continua a diminuir, o que aumenta a sua temperatura, até que ele atinja uma temperatura alta o suficiente para iniciar a queima de hélio.

A queima de hélio acontece através de uma cadeia de fusões nucleares em que 3 átomos de hélio são convertidos em um átomo de carbono (pro pessoal que gosta de física nuclear, não é qualquer tipo de carbono, mas um carbono com o seu núcleo em estados de energia superiores aos comuns. Depois de algum tempo ele para os seus níveis de energia normais).

Ciclo de fusão triplo alfa. Temos a fusão de dois núcleos de hélio em um núcleo de berílio, que rapidamente se funde com outro núcleo de hélio, e forma um núcleo de carbono. Ambos os passos irão liberar energia que por sua vez irá aquecer o núcleo.

Quando essa queima se inicia, temos uma fase de queima desenfreada chamada de flash de Hélio.

Depois de se estabilizar, temos uma estrela gigante vermelha, que queima hélio em seu núcleo, que se torna cada vez mais rico em carbono, uma camada mais externa de hélio sem se fundir, uma camada mais externa ainda de hidrogênio se fundindo em hélio, e um grande envelope convectivo de hidrogênio.

O núcleo vai exaurir de novo o seu combustível, irá contrair mais um pouco, e então o processo irá se repetir, o gás logo ao redor do núcleo ficará muito quente, e teremos que a queima de hélio irá será religada em uma casca ao redor do núcleo. Nesta fase a estrela passa a ficar instável, por conta das camadas de fusão núclear (lembrando que temos 2 camadas, uma de queima de hidrogênio e uma de queima de hélio), que vão cessar e reiniciar as suas atividades. Cada vez que as camadas cessam e reiniciam as suas atividades, a estrela terá variado seu raio e luminosidade, essas variações são as pulsações das estrelas. Sempre que as estrelas pulsam assim, um pouco de suas camadas mais externas são jogadas para fora da estrela, o que irá dar início a formação de uma nebulosa planetária.

A nebulosa planetária do Olho do Gato. No seu centro vemos a anã branca, e nos seus arredores podemos ver varias formações esféricas, que são indicações dos pulsos térmicos sofridos pela estrela original.

No centro da nossa nebulosa planetária, temos o caroço da nossa estrela, constituído principalmente de carbono (em alguns casos de oxigênio, quando algumas reações de captura de núcleos atômicos, feitas pelos núcleos de carbono, ocorrem no centro da estrela). Esse caroço, que não efetua mais fusão alguma, é chamado de anã branca. Aqui estamos considerando que a nossa estrela está sozinha ao longo da sua evolução :'( (casos de estrelas com companheiras irão ficar para outros artigos). No próximo vamos ver como que é a evolução de uma estrela de várias massas solares, não percam, teremos supernovas :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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1 comentário

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  • Amei , parabéns por essa plataforma difusora de conhecimento científico , muito obg pelo conhecimento que você tem me proporcionado , também sou um apaixonado por física.