A matéria produzida após o Big-Bang pela expansão do Universo foi hidrogênio e hélio, as estrelas se formaram deste material primordial e usaram estes dois elementos como combustível para gerar energia, através de reações nucleares. Durante esta etapa as estrelas brilham e produzem os elementos químicos de maior número atômico, principalmente o carbono, o oxigênio, cálcio e o ferro, que são os principais elementos que nos formam e o mundo ao nosso redor. Estes elementos são levados para a superfície das estrelas por convecção ou difusão radiativa, a partir da qual são dispersados por vento estelar ou ejetados para o meio interestelar quando uma estrela massiva explode, este material é então usado na formação de novas estrelas e seus planetas.
O destino final das estrelas, depois de consumir todo o seu combustível nuclear, depende de duas coisas: primeiro, se a estrela é simples ou faz parte de um sistema binário ou múltiplo, e 60% das estrelas faz; e segundo, de sua massa inicial. Se a estrela faz parte de um sistema binário ou múltiplo, sua evolução depende tanto da massa quanto da separação entre as estrelas, que determinará quando na evolução as estrelas interagirão.
Simulação da evolução de uma estrela como o Sol, que passa para a fase de gigante, supergigante, ejeta uma nebulosa planetária e transforma-se em uma anã branca.
A base dos cálculos de evolução estelar é a manutenção do Equilíbrio Hidrostático pelo qual a pressão do gás (a fonte microscópica de pressão é a reflexão, ou absorção, de partículas por uma superfície real ou imaginária, que resulta em transferência de momentum para esta superfície exercendo uma força na superfície; a força média por unidade de área é chamada de pressão) contrabalança a gravidade, na maior parte da vida das estrelas, já que se não houver equilíbrio, o colapso se dá em escala de tempo térmico, ou tempo dinâmico – cerca de 15 minutos para o Sol.
Por definição, estrelas têm reações nucleares estáveis em alguma etapa da sua evolução. As reações ocorrem quando a temperatura no núcleo da estrela fica suficientemente alta (8 milhões de Kelvin) para que a energia cinética,
Ecinética=½ m v2 = (3/2) kT (P=NkT)
consiga vencer a repulsão coulombiana
| Reação | Tmínima | E=Δm c2 |
|---|---|---|
| 41H—»4He | 8 milhões K | m(41H)=1,0073 M(4He) |
| 34He—»12C | 100 milhões K | m(34He)=1,00065 M(12C) |
| 212C—»24Mg | 1 bilhão K | m(212C)=1,00061 M(24Mg) |
indica que
- nascem 300 estrelas de 1 MSol para cada uma estrela de 10MSol e,
- 300 estrelas de 10 MSol para cada uma estrela de 100MSol.
Durante a formação, uma nuvem de gás molecular, frio, se contrai, formando uma proto-estrela.
Se a massa condensada estiver abaixo de 0,08 MSol=73 MJúpiter, ela será uma anã marrom. Não será uma estrela pois nunca terá reações nucleares transformando hidrogênio em hélio (Tnúcleo<8 milhões K).
Imagem no ótico e no infra-vermelho mostrando 50 anãs-marrons descobertas na Nuvem de Órion pelo Telescópio Espacial.
Quando a temperatura no núcleo da estrela fica suficientemente alta (8 milhões K) para iniciar as reações nucleares estáveis, a proto-estrela torna-se uma estrela da seqüência principal, transformando hidrogênio em hélio no núcleo [4m(1H)=1,0073 m(4He)].
Antes de chegar à seqüência principal, onde transforma hidrogênio em hélio no seu núcleo, a proto-estrela se contraiu por algumas centenas de milhares de anos.
Nebulosa Planetária da Helix, fotografada pelo Telescópio Espacial Hubble. Existem aproximadamente 10.000 nebulosas planetárias em nossa galáxia. A nebulosidade permanece visível por aproximadamente 10.000 anos após sua ejeção pela estrela, no ramo gigante assintótico. O termo nebulosa planetária foi dado porque algumas se parecem com o planeta Urano, quando olhadas através de um telescópio pequeno.
Se a massa da estrela for entre 0,08 MSol e 0,45 MSol, depois de transformar H em He na seqüência principal, ela se tornará uma anã branca com núcleo de hélio. As estrelas com massa até 1,75 MSol transformam o hidrogênio em hélio pelo ciclo próton-próton, e têm uma camada de convecção externa.
| Estágio | Duração | Temperatura | Temperatura | Raio |
|---|---|---|---|---|
| 1 MSol | (anos) | Central (106K) | Efetiva (K) | (700 000km) |
| Seqüência Principal | 10 bilhões | 15 | 5400 | 1 |
| Subgigante | 100 milhões | 50 | 4000 | 3 |
| Flash de hélio | 100 mil | 100 | 4000 | 100 |
| Ramo Horizontal | 50 milhões | 200 | 5000 | 10 |
| Supergigante | 10 mil | 250 | 4000 | 500 |
| Nebulosa Planetária | 10 mil | 300 | 100 000(3000 nebula) | 0,01(1000 nebula) |
| Anã Branca | 11 bilhões | 100 | 100 000 a 3000 | 0,01 |
| Anã Preta | 1015 a 1037 | 5K | 5 | 0,01 |
A vida do Sol na seqüência principal está estimada em 10 bilhões de anos. Uma estrela de 0,1 massas solares levará 3 trilhões de anos para sair da seqüência principal. As estrelas mais massivas queimam o hidrogênio pelo ciclo CNO, e têm núcleo convectivo, mas atmosfera radiativa. Quando as estrelas consomem o hidrogênio no núcleo, que corresponde a aproximadamente 10% da sua massa total (50 000 km no Sol), elas saem da seqüência principal.
A geração de energia nuclear passa a se dar em uma camada externa a este núcleo, com aproximadamente 2 000 km de espessura, onde a temperatura e a densidade são suficientes para manter as reações nucleares. Como nenhuma energia nuclear é gerada no núcleo nesta fase, ele se contrai rapidamente, e a luminosidade da estrela aumenta um pouco. As camadas externas se reajustam ao aumento de luminosidade expandindo-se, e como a área superficial aumenta, sua temperatura diminui. Desta forma, a luminosidade aumenta e a estrela torna-se mais vermelha, aproximando-se do ramo das gigantes no diagrama HR.
Edwin Salpeter
Quando o Sol atingir esta fase, daqui há mais de 5 bilhões de anos, a radiação solar atingindo a Terra será tão intensa que a temperatura na superfície da Terra atingirá 700º C, os oceanos ferverão, deixando a Terra seca. Mesmo a atmosfera se esvairá, pois os átomos e moléculas estarão se movendo a velocidades tão altas que escaparão da Terra. No centro do Sol, a temperatura atingirá 100 milhões de graus Kelvin, e a reação triplo-α, descoberta pela americano Edwin Ernest Salpeter), iniciará, combinando três núcleos de hélio (partículas α) em um núcleo de carbono [3m(4He)=1,00065 m(12C)]. O Sol será então uma gigante vermelha, transformando hélio em carbono no núcleo, e hidrogênio em hélio em uma fina camada mais externa. A massa do Sol não é suficiente para que a temperatura do núcleo alcance um bilhão de K, necessária para queimar o carbono. Desta forma, a estrutura final do Sol será de um pequeno núcleo de carbono e oxigênio, com uma camada externa de hélio, e outra mais externa de hidrogênio. O Sol descenderá então para a região das anãs brancas. Como a massa do Sol é 340 mil vezes a massa da Terra, quando ele chegar a fase de anã branca, com raio próximo ao raio da Terra, sua densidade será de várias toneladas por centímetro cúbico. Podemos comparar com a densidade dos elementos mais densos na Terra, como a platina, com 21 g/cm3, o ósmio e o irídio, com 22,6 g/cm3. O princípio da incerteza de Werner Karl Heisenberg,
acoplado ao princípio da exclusão de Wolfgang Pauli, que diz que dois férmions não podem ocupar o mesmo estado quântico simultaneamente, forçará os elétrons a altos níveis de energia e, portanto, altas velocidades, agindo como a força repulsiva que contrabalança a atração da gravidade, impedindo que a anã branca colapse.
Matéria degenerada:
A separação entre as partículas é muito menor que 10-8cm, o tamanho de um átomo de H. Para um elétron com Δr=10-11m, v=73 mil km/s, enquanto que vtérmica (T=100 milhões K)= 68 mil km/s.
Diagrama HR teórico mostrando as diversas fases da evolução de uma estrela de 5 massas solares, a partir da seqüência principal (SP), no extremo esquerdo inferior, e quanto tempo a estrela leva em cada fase, segundo os cálculos de Icko Iben Jr. (1931-)
Mário Schenberg
A estrela sai da seqüência principal quando 10% de seu hidrogênio total é transformado em hélio. Este é o limite Schenberg-Chandrasekhar, publicado em 1942 pelo brasileiro Mário Schenberg e pelo indiano Subrahmanyan Chandrasekhar, e corresponde ao ponto da evolução de uma estrela em que o balanço de pressão no núcleo isotérmico não pode ser mais alcançado.
Como a perda de energia é maior para estrelas mais massivas,
a seqüência principal dura
- 10 bilhões de anos para estrelas com a massa do Sol,
- 100 milhões de anos para estrelas com 10 MSol e
- somente 1 milhão de anos para estrelas com 100 MSol.
Quando a estrela atinge o ramo das gigantes, a zona de convecção superficial atinge a região onde o hidrogênio já foi transformado em hélio, iniciando a primeira dragagem, trazendo material processado (principalmente N14) para a atmosfera da estrela. Quando estas estrelas transformam o hélio nuclear em carbono, elas saem do ramo das gigantes e passam para o ramo horizontal. Quando o hélio nuclear foi todo transformado em carbono, e parte em oxigênio, as estrelas entram no ramo das supergigantes, chamado também de Ramo Assintótico das Gigantes (AGB).
Uma segunda dragagem, trazendo matéria processada para a fotosfera, ocorre quando a estrela atinge o ramo gigante assintótico (AGB), e ainda uma terceira ocorre se a estrela tem massa superior a 3 MSol. Após passar outras centenas de milhares de anos no ponto superior direito deste diagrama, chamado de ramo gigante assintótico (AGB), a estrela ejetará uma nebulosa planetária, e o núcleo remanescente será uma estrela anã branca.
Diagrama HR teórico mostrando o caminho evolucionário de uma estrela até a fase de anã branca. Não importa se a estrela inicia sua evolução com 1 ou 5 massas solares, a anã branca formada terá menos de 1 MSol. Na seqüência de esfriamento das anãs brancas, estão indicadas as três faixas de temperatura em que encontramos as anãs brancas variáveis (DOV, DBV e DAV). As variações observadas nestas estrelas permitem, pelas técnicas de sismologia, o estudo de seus interiores.
Isócronas para os modelos teóricos calculados por Leo Girardi para a evolução de estrelas até a fase de anã branca. Os modelos têm metalicidade solar e as idades vão de log(idade/ano)=6,6 (superior) a 10,3 (inferior), em intervalos de 0,3.
Recapitulando, se a estrela se formar com massa entre 0,8 e 8 MSol, após consumir o hidrogênio no centro, a estrela passará pela fase de gigante e depois de supergigante, ejetará uma nebulosa planetária, e terminará sua vida como uma anã branca, com massa da ordem de 0,6 MSol, raio de cerca de 10 000 km e densidade de ρ=106g/cm3.
Estrelas entre 8 e 25 MSol
Se a estrela iniciar sua vida com massa entre 8 e 25 MSol (acima de 8±1 MSol de acordo com Stephen J. Smartt, 2009, Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 47, 63 e 11± 1 a 25 MSol, Alexander Heger, C.L. Freyer, S.E. Woosley, N. Langerm D.H. Hartmann, 2003, Astrophysical Journal, 591,288 e Philipp Podsiadlowski, N. Langer, A.J.T. Poelarends, S. Rappaport, Alexander Heger, E.D. Pfajl, 2004, Astrophysical Journal, 612, 1044), após a fase de supergigante e a formação de Fe no núcleo, com a mais alta energia de ligação (P=Nkt, Nfinal=56 Ninicial), ela ejetará a maior parte de sua massa em uma explosão de supernova, e terminará sua vida como uma estrela de nêutrons, com uma temperatura superficial acima de 1 milhão de graus K, massa de cerca de 1,46 MSol, raio de cerca de 20 km e densidade de ρ=1014g/cm3. A separação entre os nêutrons é da ordem do tamanho do nêutron, um fentometro (10-15m). A pressão é mantida pelo gás de nêutrons degenerado (mn=1839 me — REN=1/1000 Rab). O elemento químico estável de maior massa conhecido na Terra é o bismuto 209Bi83 , o urânio 238U92 é o mais pesado que ocorre naturalmente, mas uma estrela de nêutrons tem A=1057.
Na transformação para estrela de nêutrons, ocorrem dois problemas:
- Problema do Momentum Angular de Rotação: aumenta por 1/(100 0002), onde Ω é a velocidade angular de rotação.
- Problema do Fluxo Magnético: aumenta por 1/(100 0002), onde B é o campo magnético.
A figura mostra o ciclo de pulsos em raios-γ do pulsar Vela, com período de 89 ms. Se esta estrela possuir campo magnético forte, ela emitirá luz direcionada em um cone em volta dos pólos magnéticos, como um farol, e será um pulsar.
Nebulosa catalogada em 1731.
Simulação animada
Simulação da aproximação a um pulsar, mostrando o feixe de luz orientado com os pólos magnéticos.
Simulação da aproximação a um pulsar, mostrando o feixe de luz orientado com os pólos magnéticos.
Simulação da explosão de uma estrela massiva ao atingir o estágio de supernova. Animação de NASA/CXC/D.Berry & A.Hobart.
Imagens em raio-X obtidas pelo satélite Chandra da Nebulosa do Caranguejo (M1). Detectada em 1054 pelos chineses, está a uma distância de 6500 anos-luz de nós.
Imagem da NASA/JPL-Caltech/Digital Sky Survey de Cassiopeia A, um remanescente de supernova que está a 1000 anos-luz de distância. Em azul a imagem de mais alta energia obtida pelo NuSTAR e em vermelho e verde as de mais baixa energia, mas ainda no raio-X, do Chandra.
Cassiopeia A
Imagem do Observatório Chandra de raio-X imageia os elementos Si, Ca e Fe na nebulosa em torno da supernova Cassiopeia A, que deveria ter sido vista há 300 anos mas está a 10 mil anos-luz de distância. Não existe registro histórico desta supernova, de modo que ela deve ter sido ocultada por poeira. A estrela compacta no interior da nebulosa pode ser uma estrela de quarks ou uma estrela de nêutrons com um manto de carbono [Wynn Ho e Craig Heinke (2009, Nature, 5 Nov)].
Composição de imagens infravermelho obtido pelo observatório espacial Spitzer (em vermelho), ótico pelo Telescópio Espacial Hubble (em amarelo), e no raio-X, pelo observatório espacial Chandra (em azul e verde).
Quanto maior a massa das estrelas mais rápido elas evoluem: uma estrela de 10 massas solares sai da seqüência principal em 100 milhões de anos.
Depois da fase de gigantes, passam para supergigantes, com temperaturas nucleares de alguns bilhões de graus Kelvin, permitindo que os processos de acréscimo de partículas α ao C produzam sucessivamente O16, Mg24, Si28, S32, Cl35, Ca40, Sc45, Ti48, …, Fe56 em poucas centenas de milhões de anos. Este processo termina em Fe56 porque a energia de ligação do ferro é a mais alta, de modo que quando um Fe56 captura um fóton, ao invés de liberar energia, ele se rompe, concluindo a evolução estelar com a explosão de uma supernova (P=NkT, N=56N1, P=56P1).
Uma das primeiras ocorrências de colapsos violentos de estrelas massivas foi registrada em 1054 d.C., pelos chineses, que observaram a explosão da estrela no centro da nebulosa do Caranguejo, sem saber que se tratava de um colapso. Muitos destes colapsos, que chamamos de supernovas, foram observados em outras galáxias. A última observada a olho nu foi a SN1987A, descoberta por Ian Shelton no Chile em 23 de fevereiro de 1987, na galáxia anã satélite de nossa galáxia, a Grande Nuvem de Magalhães. Como a estrela está a 168 mil anos-luz de distância, a explosão de fato ocorreu em 166.013 a.C. A estrela Rigel, na constelação do Órion, tem as mesmas cores da Sanduleak 69, a precursora da SN1987A. Como ela tem V=0 e está a 400 anos-luz de distância, quando ela explodir ela deverá alcançar V=-11 e será tão brilhante quanto a Lua. A supergigante vermelha Betelguese, também em Órion, também está na fase logo antes de supernova.
A explosão de supernova ocorre porque, após a formação do núcleo de ferro, o núcleo colapsa violentamente em alguns segundos, sob o peso de sua própria atração gravitacional, sem ter outro combustível para liberar energia nuclear. As camadas superiores, contendo aproximadamente 90% da massa colapsam então sobre este núcleo, e após o comprimirem até o limite das leis físicas, são empurradas para fora com velocidades de milhares de quilômetros por segundo. Tanta energia é liberada em um colapso de supernova que ela brilha com a luminosidade de uma galáxia de 200 bilhões de estrelas. Florian Hanke, B. Müller, A. Wongwathanarat, A. Marek & Hans-Thomas Janka publicaram em 2013 o artigo SASI Activity in Three-Dimensional Neutrino-Hydrodynamics Simulations of Supernova Cores, no Astrophysical Journal 770, 66, mostrando o cálculo tridimensional do colapso do núcleo.
Em fevereiro de 1987, vários detectores aqui na Terra registraram os neutrinos associados à explosão da supernova SN1987A, que está a 168 mil anos-luz de distância. Os nêutrons, tendo o mesmo spin dos elétrons, obedecem também ao princípio da exclusão de Pauli, mas sendo 2000 vezes mais massivos, podem ser comprimidos a distâncias 2000 vezes menores do que os elétrons em uma anã branca. Os nêutrons formam então um gás de nêutrons degenerados, que podem parar o colapso da supernova, se a massa inicial da estrela na seqüência principal for menor do que cerca de 25 massas solares. O diâmetro deste núcleo é de cerca de 20 km, e forma uma estrela de nêutrons, como a encontrada no centro da nebulosa do Caranguejo. Depois deste espetáculo, a supernova começa a esmaecer, deixando como resíduo, se não houver disrupção total, um núcleo extremamente compacto, uma estrela de nêutrons.
Combinação de três imagens da estrela de nêutrons RXJ185635-3754 observada pelo Telescópio Espacial Hubble em três data diferentes, mostrando que esta estrela de magnitude 26 localizada a 200 anos-luz na constelação de Corona Australis, se movimenta em relação às estrelas de fundo. O campo da imagem é de 8,8 segundos de arco de extensão. A explosão de supernova que gerou esta estrela de nêutrons ocorreu há um bilhão de anos, provavelmente de uma estrela companheira de Zeta Ophiucus.
Para estas estrelas acima de 10 massas solares na sequência principal, mesmo a pressão de degenerescência dos elétrons é muito pequena para parar o colapso no estágio de uma anã branca. Os elétrons livres são forçados para dentro do núcleons pelas imensas forças gravitacionais produzidas pelo colapso das camadas externas. O decaimento β inverso então transforma os pares de elétrons e prótons em nêutrons, libera uma imensa quantidade de neutrinos, que pode ser observada aqui na Terra.
As estrelas de nêutrons foram preditas teoricamente por Walter Baade e Fritz Zwicky em 1934, no Physical Review, 45, 138. Em 1938, Julius Robert Oppenheimer, que em 1941 lideraria o Projeto Manhattan para a construção da bomba atômica, e George Michael Volkoff demonstravam que, teoricamente, as estrelas de nêutrons também tinham uma massa máxima, próxima de 1,4 MSol. Estrelas acima dessa massa se condensariam a uma singularidade, um buraco negro.
Jocelyn Bell Burnell
A primeira estrela de nêutrons foi detectada em 1967, quando a doutoranda da Universidade de Cambridge Susan Jocelyn Bell Burnell, trabalhando em um experimento proposto por Antony Hewish, no Mullard Radio Astronomy Observatory em Cambridge, Inglaterra, descobriu que certos sinais pulsados de rádio chegavam com enorme precisão a cada 1,33728 segundos, vindos da constelação de Vulpecula.
Vulpecula: [CP 1919=PSR 1919+21, duração do pulso de 0,04 s; Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source, Antony Hewish , Susan Jocelyn Bell, John D. H. Pilkington, Paul F. Scott, & R. A. Collins, Nature, 217, 709 (1968)].
A maioria dos astrônomos da época acreditava que estes pulsos eram devido a pulsações radiais de estrelas, mas Thomas Gold calculou que pulsações deste tipo decairiam muito rapidamente, e sugeriu que os pulsares eram estrelas de nêutrons em rotação, com forte campo magnético (Nature, 218, 731, 1968). Hewish recebeu o prêmio Nobel em 1974 pela descoberta dos pulsares. Mas a maioria das estrelas de nêutrons não são pulsares, pois sua emissão de rádio já terminou há muito tempo, já que 
sua vida média é de só 10 milhões de anos, a não ser que esteja em uma binária. Até 2013, 2213 pulsares foram catalogados, com períodos entre 1,4 ms e 8,5 segundos, muitos detectados no Rádio Telescópio de Arecibo. Destes, 171 tinham períodos de milisegundos, 126 eram membros de sistemas binários e 99 estavam associados com cúmulos globulares (Richard N. Manchester, 2006, Advances in Space Research, Volume 38, p. 2709). A massa média das estrelas de nêutrons em 61 sistemas binários é 1,46 ± 0,30 MSol, de acordo com C. M. Zhang, J. Wang, Y.H. Zhao, H. X. Yin, L.M. Song, Débora Peres Menezes (UFSC), Dayal T. Wickramasinghe, Lilia Ferrario, & P. Chardonnet, 2011, Astronomy & Astrophysics, 527, 83.
Modelo de um pulsar mostrando o eixo magnético inclinado com relação ao eixo de rotação. Curva de luz em alta energia do pulsar Geminga, obtido com o Energetic Gamma Ray Experiment Telescope a bordo do Compton Gamma Ray Observatory (30 MeV a 30 GeV). Curva de luz do pulsar do Caranguejo no óptico, obtido com o telescópio de 6m russo.
Simulação da deflagração do núcleo de uma supernova. O centro está representado pelo canto inferior esquerdo. O evento dura somente 1/10 de segundo e durante o qual quase toda a energia gravitacional é convertida em neutrinos, que se difundem para fora do núcleo em aproximadamente 10 segundos. Nos modelos teóricos, a deflagração ocorre se a queima do carbono se dá quando os elétrons do núcleo estão degenerados, já que um núcleo degenerado não se expande quando a temperatura aumenta. Para estrelas com massas até 7 massas solares, os modelos indicam que o início da queima do carbono se dá com os elétrons degenerados.
Considerando-se os pulsares como estrelas de nêutrons girando rapidamente e com alto campo magnético, a emissão em rádio é produzida por um par de plasma sobre as calotas polares da estrela de nêutrons, oriundos da cascata de partículas depois da aceleração de elétrons e pósitrons no intenso campo elétrico e magnético (Duncam Ross Lorimer & Michael Kramer 2005, Handbook of Pulsar Astronomy, Cambridge University Press). Evan F. Keane & Michael Kramer, 2008, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, estimam um total de 2± 3 supernovas por colapso de núcleo/século, que implica em (155 mil ± 6 mil) estrelas de nêutrons na Galáxia.
Estrelas acima de 25 MSol
As estrelas Wolf-Rayet, oriundas da evolução de estrelas de alta massa (acima de 25MSol), Tef~30 000 a 60 000K, são variáveis e têm um envoltório de poeira e gás ejetado da estrela pela forte pressão de radiação (dM/dt ~2 a 10 ×10-5 MSol/ano). As estrelas Wolf-Rayet foram descobertas em 1867 pelos franceses Charles J.F. Wolf e Georges A.P. Rayet por apresentarem linhas de emissão no espectro. Karel A. van der Hucht publicou em 2001 o The Seventh Catalogue of Galactic Wolf-Rayet stars, no New Astronomy Reviews, 45, 135, contendo 227 estrelas. Cerca de 350 WR já foram detectadas em outras galáxias.
As estrelas O2V apresentam no espectro linhas de N IV, com potencial de ionização de 77 eV e, portanto, requerem Tef>60 000 K. Estas estrelas vivem menos de 2 milhões de anos na sequência principal e, por isso, somente 45 estrelas O2V e O3V são conhecidas, 10 na nossa Galáxia, 1 na Pequena Nuvem de Magalhães e 34 na Grande Nuvem de Magalhães, sendo que 22 estão na nebulosa de 30 Dourados.
Para as estrelas massivas, a fase de gigante e supergigante são contíguas, sem nenhum evento que marque o início da queima de hélio, do carbono, do oxigênio, do neônio, do magnésio, do silício, e assim sucessivamente, até transformar o núcleo em ferro. Quando o núcleo chega a ferro, não há mais como extrair energia através de reações de fusão nuclear, e a estrela colapsa, ejetando a maior parte de sua massa como supernova. Mas este tipo de supernova, chamado de Supernova tipo II, ejeta menos de 0,1 MSol em Fe, já que o Fe nuclear se fotodesintegra. Se não houver disrupção total, o que resta será uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
Em 14/05/2008, a NASA anunciou a descoberta da última supernova a explodir em nossa Galáxia, G1.9+0.3, detectada pelo satélite de raio-X Chandra (de 2007, em laranja) e por imagens do rádio telescópio VLA (de 1985, em azul), que deveria ter sido vista em 1868 mas estava escondida por uma nuvem de pó próxima do centro da Via Láctea. A estrela está a 25 mil anos luz, na direção da constelação do Sagitário (Stephen P. Reynolds, Kazimierz Borkowski, Dave A. Green, Una Hwang, Ilana Harrus & Robert Petre, 2008, Astrophysical Journal Letters). A anterior é Cassiopéia A, de 1680, mas pelo estudo de outras galáxias sabemos que o intervalo de ocorrência é da ordem de 50 anos.
Imagem em raio X, em falsa cor, do remanescente da supernova observada em 1572 por Tycho Brahe. Esta imagem foi obtida pelo satélite Chandra. Em azul estão representados os raios-x de mais alta energia. O remanescente está a cerca de 7500 anos-luz, na constelação de Cassiopéia, e tem uma extensão de cerca de 20 anos-luz.
Simulação de um buraco negro
Se a estrela iniciar sua vida com massa entre 25 e 100 MSol, após a fase de supernova restará um buraco negro, com massa da ordem de 6 MSol, e raio do horizonte de 18 km. O raio do horizonte, ou raio de Karl Schwarzschild, é a distância ao buraco negro dentro da qual nem a luz escapa: = . Para algumas estrelas massivas, os modelos de deflagração da explosão de supernova prevêem dispersão total da matéria.
Equipotenciais de um sistema binário de massas diferentes
Um candidato a buraco negro estelar é a estrela Cygnus X1, descoberta pelo satélite de raios-X Uhuru (liberdade em Swahili, a língua do Quênia, onde o satélite foi lançado em 12.12.1970). Tom Bolton descobriu que o sistema consiste:
- estrela supergigante azul [O9.7Iab HD226868, (RA=19h58m21,676s DEC=+35°12′05,78′′, V=8,9)] com 19±2 massas solares, orbitando uma massa de cerca de 15±1 massas solares (Jerome A. Orosz et al., 2011), invisível no ótico,
- com período de 5,6 dias e a=0,128 UA:
Esta companheira compacta é muito mais massiva que o maior limite teórico, de 4,3 massas solares, de uma estrela de nêutrons. Cygnus X-1 é a mais brilhante fonte de raios X duros (E>20 keV) persistente, e está a (1860±120) pc (6100 anos-luz) (Mark J. Reid et al. 2011).
Outros buracos negros estelares foram detectados em sistemas binários que emitem raio-X, do gás da estrela companheira acelerado pelo buraco negro.
| Sistema | Porbital | f(M) | Doador | Classificação | Massa |
|---|---|---|---|---|---|
| [dias] | Tipo Espectral | [MSol] | |||
| GRS 1915+105 | 33.5 | 9.5±3.0 | K/MIII | LMXB/Transiente | 14±4 |
| V404 Cyg | 6.471 | 6.09±0.04 | K0IV | 12±2 | |
| Cyg X-1 | 5.600 | 0.244±0.005 | 09.7Iab | HMXB/Persistente | 15±1 |
| LMC X-1 | 4.229 | 0.14±0.05 | 07III | >4 | |
| XTE J1819-254 | 2.816 | 3.13±0.13 | B9III | IMXB/Transiente | 7.1±0.3 |
| GRO J1655-40 | 2.620 | 2.73±0.09 | F3/5IV | 6.3±0.3 | |
| BW Cir | 2.545 | 5.74±0.29 | G5IV | LMXB/Transiente | >7.8 |
| GX 339-4 | 1.754 | 5.8±0.5 | |||
| LMCX-3 | 1.704 | 2.3±0.3 | B3V | HMXB/Persistente | 7.6±1.3 |
| XTE J1550-564 | 1.542 | 6.86±0.71 | G8/K8IV | LMXB/Transiente | 9.6±1.2 |
| 4U 1543-475 | 1.125 | 0.25±0.01 | A2V | IMXB/Transiente | 9.4±1.0 |
| H 1705-250 | 0.520 | 4.86±0.13 | K3/7V | LMXB/Transiente | 6±2 |
| GS 1124-684 | 0.433 | 3.01±0.15 | K3/5V | 7.0±0.6 | |
| XTE J1859+226 | 0.382 | 7.4±1.1 | |||
| GS 2000+250 | 0.345 | 5.01±0.12 | K3/7V | 7.5±0.3 | |
| A 0620-003 | 0.325 | 2.72±0.06 | K4V | 11±2 | |
| XTE J1650-500 | 0.321 | 2.73±0.56 | K4V | ||
| GRS 1009-45 | 0.283 | 3.17±0.12 | K7/M0V | 5.2±0.6 | |
| GRO J0422+32 | 0.212 | 1.19±0.02 | M2V | 4±1 | |
| XTE J1118+480 | 0.171 | 6.3±0.2 | K5/M0V | 6.8±0.4 |
Imagem da NASA/JPL-Caltech/Digital Sky Survey da galáxia IC 342 obtida com o satélite de alta energia NuStar (em rosa), mostrando o raio-X de buracos negros acretando massa.
Buracos Negros Estelares de acordo com Jorge Casares, 2007, Proceedings IAU Symposium No 238, p.3
O movimento do gás e das estrelas no núcleo de nossa Galáxia, a Via Láctea, indica que ali existe um objeto compacto, provavelmente um buraco negro com massa de 3,6 milhões de massas solares.
Imagem do centro da Galáxia obtida no infravermelho com um telescópio de 8,2 m do European Southern Observatory por Rainer Schödel et al. (2002, Nature, 419, 694). As setas indicam o centro da Via Láctea, onde uma estrela, chamada S0-2, com 17 vezes a massa do Sol e período orbital de 15,2 anos, passou a 17 horas-luz (3 vezes o raio da órbita de Plutão) do buraco negro central, que tem cerca de 2 milhões de massas solares. A velocidade da estrela era cerca de 5.000 km/s.
Simulação da série de observações de estrelas dentro de 1 parsec do centro galático, da página do Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, combinando as medidas de Reinhard Genzel e Andreas Eckart, do Max Planck, com dados do 3.6m NTT e 8.2m do VLT no ESO, e Andrea Mia Ghez da Universidade da California Los Angeles, com dados do 10m Keck.. A órbita fechada na figura é da estrela SO-2, orbitando Sagittarius A*.
Os buracos negros massivos formados por estas estrelas primordiais, colidem e crescem, formando os buracos negros supermassivos detectados nos núcleos de galáxias. Considerando que o WMAP demonstrou que as primeiras estrelas nasceram quando o Universo tinha 400 milhões de anos (chamada época da reionização) e, portanto, antes da formação das primeiras galáxias, os primeiros buracos negros se formaram antes das galáxias. Naturalmente depois eles crescem pelos mergers de galáxias e por acresção de matéria.
Coalescência de buracos negros (Imagem: MPI for Gravitational Physics/W.Benger-ZIB)
Se a estrela iniciar sua vida com massa acima de 100 MSol, a partir de uma nuvem que já contenha alguns metais, como Eta Carinae, da grande região de formação estelar de Carina, ela ejetará a maior parte de sua massa ainda na seqüência principal, por pressão de radiação, e depois evoluirá como uma estrela de até 100 MSol. Eta Carinae teve várias ejeções de massa por volta de 1843, quando tornou-se tão brilhante quanto Sírius, e o homúnculo em sua volta tem cerca de 12,5 massas solares.
A supernova super-brilhante 2006gy foi causada pelo colapso de uma estrela massiva. Se a supernova fosse devido ao colapso de uma anã-branca, ela deveria ter sido 1000× mais brilhante em raio-X do que detectado pelo Chandra. Na imagem no ótico à esquerda, a fonte mais fraca é o núcleo da galáxia S0/Sa NGC 1260, a 238 milhões de anos-luz de nós. No raio-X, as duas fontes são parecidas. Cada imagem tem 2,5 segundos de arco. A energia emitida, 1×1051 ergs, corresponde a 22 MSol de 56Ni.
Os elementos químicos gerados por reações nucleares no interior das estrelas, tanto por fusão nuclear levando até o Fe e elementos mais pesados gerados por acréscimo de nêutrons, são ejetados nas explosões de supernovas, e pelas perdas contínuas de massa durante a evolução das estrelas, produzindo a evolução química do Universo, e gerando o carbono e outros elementos que mais tarde colapsam formando planetas terrestres e até seres humanos.
| Massa Inicial | Objeto Compacto | Massa Final |
|---|---|---|
| até 10 MSol | Anã Branca | Menor que 1,4 MSol |
| 10 a 25 MSol | Estrela de Nêutrons | 1,4 MSol |
| acima de 25 MSol | Buraco Negro | 5 a 13 MSol |
Se uma anã branca com massa superior a 0,8 MSol fizer parte de um sistema binário próximo, é possível que, quando a estrela companheira se expandir na fase de gigante ou supergigante, transfira parte de sua massa para a anã branca a tal ponto que a massa da anã branca ultrapasse a massa de Chandrasekhar. Neste caso a anã branca explodirá como supernova tipo Ia, e cerca de 0,6 MSol será ejetado ao meio interestelar na forma de Fe, produzido durante a explosão. Esta é a maior fonte de Fe conhecida. Na foto, a SN1604 observada por Johannes Kepler em 17 de outubro de 1604, e que ele publicou no livro De Stella nova in pede Serpentarii. As SNIa podem ser originárias da coalescência de duas anãs brancas.
| Massa (MSol) | Evolução | Final |
|---|---|---|
| até 0,08 | não queima (reação termo-nuclear) H | anã marrom |
| 0,08 a 0,45 | só queima H | anã branca de He |
| 0,45 a 8 | queima H e He | anã branca de C/O |
| 8 a 11 | deflagração do C ou colapso por captura de elétrons | disrupção total ou estrela de nêutrons |
| 11 a 100 | queima H,He,C,Ne,O,Si | estrela de nêutrons ou buraco negro |
| acima de 100 | criação de pares, SN | disrupção total ou buraco negro |
Abundâncias no Sol
Populações Estelares
Wilhelm Heinrich Baade, estudando a galáxia Andrômeda, notou que podia distinguir claramente as estrelas azuis nos braços espirais da galáxia, e propôs o termo População I para estas estrelas dos braços, e População II para as estrelas vermelhas visíveis no núcleo da galáxia. Atualmente, utilizamos essa nomenclatura mesmo para estrelas da nossa Galáxia e sabemos que as estrelas de População I são estrelas jovens, como o Sol, com menos de 5 bilhões de anos, ricas em metais, isto é, com conteúdo metálico (qualquer elemento acima do He) de cerca de 2%, enquanto que a População II corresponde a estrelas velhas, com cerca de 10 bilhões de anos, e pobres em metais, isto é, com menos de 1% em metais.
Sumário das propriedades das populações estelares
| Propriedade | População I | População II |
|---|---|---|
| Localização | disco e braços espirais | bojo e halo |
| Movimento | confinado ao plano | se afastando do plano |
| órbitas quase circulares | órbitas excêntricas | |
| Idade | < 7 ×109 anos | >7 ×109 anos |
| Abundância de elementos pesados | 1 – 2 % | 0,1 – 0,01% |
| Cor | azul | vermelha |
| Exemplos | estrelas O,B | estrelas RR Lyrae |
| aglomerados abertos | aglomerados globulares | |
| regiões HII | nebulosas planetárias |
Paolo Cea, no Astrophysical Journal (2008) 674, 1056 propõe que tanto estrelas de nêutrons quanto buracos negros podem na verdade ser condensados cromomagnéticos de quarks up e down em equilíbrio β com elétrons, que também poderiam explicar a matéria escura.
Sequência de imagens do cúmulo globular M3 durante um dia, mostrando a variabilidade das estrelas RR Lyrae.
Estrelas de população III são, por definição, as primeiras estrelas formadas na galáxia. Nos modelos homogêneos de Universo, a nucleosíntese do Big Bang só formou 10-13 a 10-16 de carbono, lítio e berílio, além do hidrogênio, deutério e hélio. Existem modelos assimétricos de Big Bang, com flutuações de densidade, que formam quantidades pequenas até de ferro, mas estes modelos prevêm que nestas regiões de maior densidade a quantidade de hélio, por massa, deveria ser de 36%, enquanto só medimos quantidades próximas de 25%, como previsto nos modelos homogêneos. Portanto as estrelas de população III deveriam ter [Fe/H]<-10, onde a nomenclatura [X] = logX – logXSol. As estrelas de menor metalicidade conhecidas na nossa Galáxia são
- a estrela SMSS J031300.362670839.3, com Tef=5125 K, descoberta por Stefan C. Keller e colaboradores (2014, Nature, doi:10.1038/nature12990), com [Fe/H]=log(NFe/NH-(log(NFe/NH)Sol<-7,1, mas com Mg (-4,3), C (-2,4) e Ca (-7,2) detectáveis.
- a estrela de sequência principal HE1327-2326 com [Fe/H]=log(NFe/NH-(log(NFe/NH)Sol=-5,4±0,2 (Anna Frebel, Wako Aoki, Norbert Christlieb, Hiroyasu Ando, Martin Asplund, Paul S. Barklem, Timothy C. Beers, Kjell Eriksson, Cora Fechner, Masayuki Y. Fujimoto, Satoshi Honda, Toshitaka Kajino, Takeo Minezaki, Ken’ichi Nomoto, John E. Norris, Sean G. Ryan, Masahide Takada-Hidai, Stelios Tsangarides & Yuzuru Yoshii. 2005, Nucleosynthetic signatures of the first stars, Nature, 434, 871),
- a gigante do halo HE 0107-5240, com [Fe/H]=-5,3±0,2 e massa 0,8 MSol,
- SDSS J102915+172927 com [Fe/H]=-4.99, sem enriquecimento de carbono(Cau et al. 2011, Nature 477, 67).
- a gigante CD-38:245, com [Fe/H]=-4,0 e
- algumas estrelas de seqüência principal, como a G64-12, com [Fe/H]=-3,5 (Norbert Christlieb, Michael S. Bessell, Timothy C. Beers, Bengt Gustafsson, Andreas J. Korn, Paul S. Barklem, Torgny Karlsson, Michelle Mizuno-Wiedner & Silvia Rossi, 2002, Nature, 419, 904)
Desde 2001 estão disponíveis modelos teóricos de estrelas de Pop. III, que indicam que, por não terem metais, não formam grãos e portanto não têm perda de massa na seqüência principal de idade zero, e se formam com massa de até 1000 massas solares.
Cadeia de reações primordiais.
Estas estrelas supermassivas evoluem rapidamente e, se não se tornam buracos negros mantendo toda a massa, poluem rapidamente o meio interestelar. O aglomerado R136 na região de 30 Dorados tem uma densidade central ρ>1,4×104 massas solares/parsec3 .
Sung-Chu Yoon, A. Dierks e Norbert Langer, no seu artigo de 2012 no Astronomy & Astrophysics, 542, 113, calculam o efeito de rotação e campos magnéticos nos modelos de população III com até 1000 massas solares.
Bram P. Venemans e colaboradores publicaram em 2012 no Astrophysical Journal 751, L25, a detecção de carbono atômico [CII] em um objeto com z=7,1, isto é, quando o Universo tinha 780 milhões de anos. Tohru Nagao e colaboradores, usando o ALMA (Atacama Large Millimeter Array) detectaram nitrogênio, além de carbono, em uma galáxia a uma distância de 13 bilhôes de anos-luz. Mas Masami Ouchi e colaboradores publicaram em 2013, no Astrophysical Journal, 778, 102 que não detectaram carbono em uma galáxia com z=6,6 (idade 860 milhões de anos), embora ela esteja formando 100 massas solares/ano em estrelas.André Maeder, no seu artigo de 1992 no Astronomy & Astrophysics, 264, 105, calcula a massa final vs massa inicial das estrelas, assumindo uma taxa de perda de massa dependente da metalicidade, já que a pressão de radiação é muito mais efetiva em ejetar as partículas grandes (metálicas) em comparação com H e He. Ele também calcula a contribuição (yield) destas estrelas ao meio interestelar, incluindo o vento estelar durante sua vida e sua ejeção final, mas levando em conta que parte da massa fica no objeto remanescente.
A simulação, produzida pelo NASA/Goddard Space Flight Center/CI Lab, ilustra a destruição pela força de maré de uma estrela que se aproxima muito do horizonte de eventos de um buraco negro. A matéria forma um disco de acresção em torno do horizonte de eventos, por conservação do momento angular. No disco ocorre colisão do material e parte da matéria cai no buraco negro, enquanto outra parte é perdida do sistema, principalmente pelos jatos causados pelo campo magnético. A observação da Explosão de Raios-γ Swift J1644+57 em março de 2011 e que pode ser observada por outros detectores de raios-γ, raios-X e rádio telescópios por vários meses, mostra um fenômeno como este, ocorrido há 3,9 bilhões de anos em uma galáxia muito distante.
FONTE: UNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO GRANDE DO SUL – UFRGS
Créditos: Kepler de Souza Oliveira Filho / Maria de Fátima Oliveira Saraiva
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