À medida em que decresce o manancial de hidrogênio na região central, diminui a produção de energia pelas reações termonucleares. A tendência é então de haver uma queda de temperatura e pressão na região central. Esta queda de pressão leva à contração da região central, o que reverte a tendência de queda da temperatura. O aquecimento então realimenta a taxa com que se dão as reações de fusão no centro. Cria-se também um envoltório (ou camada) ainda rico em hidrogênio que começa a converter hidrogênio em hélio. Ao se esgotar totalmente o hidrogênio no caroço central, esta camada passa a ser a única fonte de produção de energia na estrela.
Uma vez iniciada a queima de hidrogênio na camada, a estrela se desloca rapidamente no diagrama HR, tornando-se um pouco mais luminosa e mais fria. A queda de temperatura na superfície se deve à uma pequena expansão das regiões externas, o que aumenta a área da superfície. Este aumento na área leva a um pequeno aumenta na luminosidade total.
Quando cessa totalmente a fusão nuclear na região central, há nova queda de temperatura, agora acompanhada não de uma contração, mas de um colapso. Neste processo, como de hábito, energia potencial gravitacional é convertida em energia térmica, que serve para aumentar a camada envoltória onde se queima o hidrogênio.
Agora, a camada ao redor da região central é muito maior, liberando muito mais energia via fusão nuclear do que antes. Aumenta muito , portanto, a luminosidade da estrela, levando à expansão de suas camadas mais externas, com consequente aumento da área de sua superfície e diminuição de sua temperatura efetiva. A estrela agora é uma gigante vermelha, cujo espectro é típico das classes espectrais K e M. A figura abaixo mostra, para diferentes massas, o deslocamento no diagrama HR de estrelas que saem da seqüência principal para se tornarem gigantes vermelhas.
Todo o processo leva alguns milhões de anos, mas, no final, a estrela se torna uma gigante ou uma supergigante vermelha, dependendo de sua massa. De sua massa depende também o quão rápido é este processo de evolução da sequência principal para uma gigante ou supergigante. Estrelas massivas e quentes, de tipo espectral O, evoluem muito rápido e se tornam supergigantes. Estrelas mais frias e menos massivas, de tipo G, por exemplo, levam uns 10 bilhões de anos e se tornam gigantes.
Vale notar ainda que não vemos estrelas evoluídas com menos do que 0.8 da massa solar. Isso se deve ao fato de que o tempo de vida dessas estrelas na sequência principal é maior do que a idade do Universo, de forma que elas ainda não tiveram tempo de chegar a se tornar gigantes, mesmo as mais velhas. Na verdade, uma forma de estimar um limite inferior para a idade do Universo é estimar a idade das gigantes vermelhas mais velhas que podemos observar.
Evolução de Gigantes Vermelhas
A evolução de uma estrela após a fase de gigante (ou supergigante) vermelha depende de sua massa. Em estrelas de massa maior do que 1 massa solar, a camada envoltória de queima de hidrogênio se move de dentro para fora, deixando para trás uma crescente região central rica em hélio. Esta última se torna mais massiva e compacta, sua temperatura e pressão interna continuamente aumentando.
A densidade da região central aumenta até o ponto em que os elétrons livres no seu interior se tornam degenerados. A pressão dos elétrons degenerados é suficiente para conter a gravidade e a contração cessa. É como se o centro da estrela começasse a se comportar mais como um líquido incompressível do que como um gás.
Enquanto isso, a camada rica em hidrogênio continua produzindo mais energia e depositanto mais hélio fabricado pelas reações de fusão. Agora o caroço central aumenta de temperatura mas não se expande nem se contrai. Eventualmente a temperatura central atinge os 100 milhões de graus necessários para que possam ocorrer reações de fusão de hélio em carbono, em processo chamado de processo de triplo alfa. Como esquematizado abaixo, basicamente três núcleos de hélio (também chamados de partículas alfa) se juntam para formar um núcleo de carbono.
A energia liberada por este novo tipo de reação nuclear aumenta rapidamente a temperatura no centro da estrela. Em circunstâncias normais, este aquecimento levaria a um aumento de pressão, fazendo com que o caroço central se expandisse e resfriasse até um configuração de equilíbrio. Mas devido à degenerescência dos elétrons, a temperatura sobe, mas a região central não se expande (o equilíbrio neste caso não é devido à pressão de origem térmica, mas sim à dos elétrons degenerados). Aumento de temperatura significa aumento de produção de energia pelo processo triplo alfa, o que só faz aumentar ainda mais a temperatura, e assim por diante.
Este processo do tipo “bola de neve” só termina quando a temperatura é tão alta que a liberação de energia pela fusão do hélio se torna explosiva. Isso ocorre a uns 300 milhões de graus. A este evento chamamos de surto de hélio. Dura apenas alguns minutos, mas durante o surto de hélio a luminosidade liberada nas regiões centrais é mais do que 100 vezes a luminosidade de toda a Galáxia! Toda esta energia, contudo, não chega à superfície da estrela, sendo usada para remover a degenerescência dos elétrons no centro da estrela.
Para estrelas com mais de duas massas solares, o processo de fusão do hélio no centro começa antes de que ocorra a degenerescência dos elétrons. Assim sendo, não há surto de hélio, mas apenas uma transição mais suave de uma região central dormente para uma em que hélio é convertido em carbono.
Estrelas do Ramo Horizontal:
Uma vez iniciada a queima do hélio no centro da estrela (seja abrupta ou suavemente), a estrela passa a ter duas fontes de energia: fusão de hidrogênio em hélio em uma camada envoltória e fusão do hélio em carbono na região central. Nesta última região, uma vez que haja uma quantidade substancial de carbono, este elemento começa a se combinar com hélio para formar núcleos de oxigênio. O caroço central então se torna rico em núcleos de carbono e oxigênio. A produção de energia por dois processos aumenta a temperatura externa da estrela e ela passa para uma posição no diagrama HR que chamamos de ramo horizontal.
Estrelas com massa igual ou maior do que a solar se tornam menores e mais quentes, mantendo aproximadamente constante sua luminosidade. Elas migram para o ramo horizontal se movendo horizontalmente pelo diagrama HR. Estrelas de massa aproximadamente solar migram para uma posição correspondente a 10 luminosidade solares; estrelas de maior massa ocupam um ramo horizontal mais alto: 200 luminosidade solares. À medida que evoluem, estrelas do ramo horizontal atravessam a faixa de instabilidade. Por um período relativamente curto, portanto, as estrelas de alta massa se tornam variáveis Cefeidas e as de menor massa se tornam variáveis do tipo RR Lyrae.
Estrelas do Ramo Assintótico de Gigantes:
Depois de alguns milhões de anos no ramo horizontal, o hélio no centro de uma estrela também se esgota; sua região central agora é majoritariamente composta por núcleos de carbono e de oxigênio. A região central então se contrai e se aquece, formando uma camada envoltória (que anteriormente tinha temperatura menor do 100 milhões de graus) onde hélio é transformado em carbono e sobre a qual se situa a camada de queima de hidrogênio. Os elétrons no centro novamente se tornam degenerados, a estrela se expande e suas camadas externas se resfriam, caracterizando o estágio chamado de ramo assintótico de gigantes.
Inicialmente, a maior parte da energia é produzida na camada rica em hidrogênio, sendo a camada de hélio relativamente pequena. Contudo, à medida em que a camada de hidrogênio deposita mais hélio, aumenta a produção de energia via fusão de hélio, levando a um evento explosivo chamado de pulso térmico.
O pulso térmico leva ao aumento da região central, rica em carbono e oxigênio. A estrela nesta fase aumenta de tamanho e luminosidade; no diagrama HR ela sobe pelo ramo assintótico. Ao fazê-lo, a estrela começa a produzir um vento de partículas carregadas que dela se perdem. Há portanto perda de massa pela estrela, que se desfaz de grande parte de suas regiões mais externas. É neste vento que partículas de poeira existentes no meio interestelar se formam (ver parte sobre galáxias e cosmologia).
Nesta fase, uma camada de poeira que circunda a estrela bloqueia sua luz visível, fazendo com que, apesar de ser 10000 vezes mais luminosa do que o Sol, ela seja visível apenas no infra-vermelho.
Os diagrama abaixo resumem os diferentes estágios por que passa a região central de uma estrela ao longo de sua evolução, desde a seqüência principal até o ramo assintótico. Ele é válido para estrelas de massa solar ou maior.
O vento estelar leva à perda de massa para estrelas no ramo assintótico. A perda é da ordem de 10-4 massa solar por ano, o que leva à perda da maior parte da massa da estrela em uma escala de tempo de uns 10000 anos. O que sobra é basicamente a região central, quente, rica em carbono e oxigênio e cercada por uma nebulosa planetária. Se a estrela tem mais do que 8 massas solares, ela pode continuar com as reações de fusão nuclear, convertendo núcleos de carbono e oxigênio em outros mais pesados, como o neônio, e este depois é transformado em magnésio, silício, até o ferro.
O ferro comporta-se de maneira diferente dos elementos mais leves; É um núcleo estável e resistente à fusão nuclear. A temperatura de uma região central rica em ferro pode chegar a 3 bilhões de graus. Ao atingir uma massa crítica, um caroço de ferro colapsa violentamente, iniciando um processo explosivo que chamamos de supernova.
FONTE: Universidade Federal do Rio Grande do Sul – UFRGS
Créditos: Kepler de Souza Oliveira Filho / Maria de Fátima Oliveira Saraiva
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