Como Nascem, Vivem e Morrem As Estrelas?

Estrelas são formadas dentro de regiões extensas de densidade mais elevada no meio interestelar, embora a densidade seja mais baixa do que o interior de um terreno na câmara de vácuo. Essas regiões são chamadas nuvens moleculares e consistem de hidrogênio, com 23-28% de hélio e um por cento de poucos elementos pesados. Um exemplo de uma região de formação está na Nebulosa de Órion.

Como Nascem, Vivem e Morrem As Estrelas?

Como Nascem, Vivem e Morrem As Estrelas?

Como Nascem e Vivem As Estrelas?

A formação de estrela começa com instabilidade gravitacional dentro da nuvem molecular, causada por regiões de densidade elevadas, muitas vezes desencadeadas pelas ondas de choque de supernovas (explosões estelares maciças), colisão de nuvens moleculares diferentes ou de galáxia. Uma vez que a região atinge densidade suficiente de matéria para satisfazer os critérios de instabilidade, começa a entrar em colapso sob a própria da força gravitacional.

Como o colapso da nuvem, conglomerados individuais de poeira densa formam o gás conhecido como glóbulos de Bok. Com a colisão, energia gravitacional é convertida em calor e a temperatura sobe. Quando a nuvem protoestelar tem aproximadamente atingido a condição estável de equilíbrio hidrostático, uma protoestrela se forma no núcleo, algumas rodeadas por um disco protoplanetário. O período de contração gravitacional tem duração de cerca de 10-15 milhões de anos.

As estrelas recém-nascidas emitem jatos de gás ao longo do eixo de rotação, o que pode reduzir o momento angular de colapso e resultar em pequenas manchas de nebulosidade. Estes jatos, em combinação com radiação de estrelas massivas próximas, podem ajudar a afastar a nuvem circundante.

Como Nascem e Vivem As Estrelas?

Como Nascem e Vivem As Estrelas?

Elas passam cerca de noventa por cento do seu tempo de vida de fusão de hidrogénio para produzir hélio em reações de alta temperatura e de alta pressão perto do núcleo. Elas são as sequências principais chamadas de estrelas anãs. A proporção de hélio no núcleo aumenta progressivamente. Como consequência, a fim de manter a taxa necessária de fusão nuclear no núcleo, a estrela irá aumentar na temperatura e luminosidade de maneira lenta.

Cada estrela gera um vento estelar de partículas que causa saída contínua de gás para o espaço. Para a maioria das estrelas, a quantidade de perda de massa é desprezível. O Sol perde entre dez e quatorze massas solares por ano, ou 0,01% da massa total sobre toda duração. No entanto elas são maciças e podem perder massas solares por ano, afetando significativamente a evolução.

A duração da estrela passa na sequência principal e depende principalmente da quantidade de combustível que tem de fundir. Grandes estrelas consomem o combustível muito rapidamente e são de curta duração. Pequenas estrelas (chamadas de anãs vermelhas) realizam o consumo do combustível lentamente e dezenas a centenas de milhares de milhões de anos. No final das vidas, elas se tornam mais escuras.

Além de massa, a porção dos elementos mais pesados do que o hélio pode desempenhar um papel significativo na evolução das estrelas. Em astronomia são chamados de “metais” e o produto químico de concentração é conhecido como chamado de metalicidade.

A metalicidade pode interferir no tempo que a estrela vai queimar o combustível, controlar a formação de campos magnéticos e modificar a força do vento estelar.  Mais velhas, as estrelas têm metalicidade substancialmente menor do que a população mais jovem devido à composição das nuvens moleculares a partir da qual se formaram.

Como estrelas possuem pelo menos 0,4 massas solares, esgotam o suprimento de hidrogênio no núcleo e as camadas externas se expandem e esfriam para formar como gigante vermelha. Por exemplo, em cerca de cinco bilhões de anos o Sol se expandirá por raio máximo de cerca de uma unidade astronômica (150 milhões de quilômetros), a 250 vezes o tamanho atual. Como um gigante, o Sol vai perder cerca de 30% de sua massa atual.

Depois de a estrela tem consumido o hélio no núcleo, a fusão continua em um escudo em torno de núcleo quente de carbono e oxigênio. Ela então segue o caminho evolutivo que se assemelha a fase de gigante da vermelha original.

Durante sua fase de queimar hélio, estrelas de massa muito elevadas, maiores de nove massas solares, expandem para formar supergigantes vermelhas. Uma vez que este combustível se esgota no centro, podem continuar a se fundir em elementos mais pesados que o hélio.

Composição Química Das Estrelas

Quando as estrelas se formam na galáxia são compostas de 71% de hidrogênio e 27% de hélio, medido em massa, com uma pequena fração de elementos mais pesados. Tipicamente, a porção de elementos pesados está medida em termos de teor de ferro da atmosfera estelar, como o ferro representa elemento comum e linhas de absorção fáceis de medir.

Uma vez que as nuvens moleculares se formam enriquecidas por elementos pesados de explosões de supernovas, uma medida da composição química pode ser usada para inferir a sua idade. A parte de elementos pesados podem também ser indicador da probabilidade que a estrela tem um sistema planetário.

Como Morrem As Estrelas?

Conforme o tempo passa na estrela, enquanto a temperatura no núcleo é quente o suficiente, e não há hidrogênio suficiente lá para fundir em hélio, continua queimando através do combustível nuclear. E essa diferença de massa de 0,7% entre o hidrogênio. Quando uma estrela começa a ficar sem combustível, o centro encolhe e as partes mais externas da estrela se expandem estrela até forma gigante vermelha.

Ao exaurir o suprimento de hidrogênio a vida se aproxima do fim. O primeiro sinal de velhice de uma estrela é um inchaço e vermelhidão das suas regiões exteriores. Estes são chamadas de gigantes vermelhas. O Sol, que é uma estrela de meia-idade, provavelmente vai inchar em cinco bilhões de anos, vaporizando a Terra e todas as criaturas que podem estar na sua superfície.

Quando todo o seu combustível se esgotar, uma estrela não pode gerar pressão suficiente no centro para equilibrar a força esmagadora da gravidade. A estrela se contrai com a força de seu próprio peso. Elas são maciças para gerar supernova e deixar para trás o conjunto de nêutrons ou buraco negro. Estrelas pequenas ou médio porte deixar para trás uma anã branca.

Artigo Escrito Por Renato Duarte Plantier

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Categoria(s) do artigo:
Ciência

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