Vida duma estrela de baixa massa

No site que deixo abaixo, podemos ver uma breve animação da vida duma estrela de baixa massa.

Formação e evolução

As estrelas nascem em nuvens moleculares, grandes regiões de matéria de alta densidade (apesar dessa densidade ser um pouco menor do que aquela obtida numa câmara de vácuo na Terra), e formam-se por instabilidade gravitacional nestas nuvens, causada por ondas de choque de uma super-nova (estrelas de grande massa que iluminam com muita intensidade as nuvens que as formam). Um exemplo dessa reflexão é a Nebulosa de Orion.

Estrelas gastam 90% de suas vidas realizando a fusão nuclear do hidrogénio para produzir hélio em reacções de alta pressão próximo ao seu centro. Tais estrelas estão na sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell.

Pequenas estrelas (chamadas de anãs vermelhas) queimam seu combustível lentamente e costumam durar dezenas a centenas de biliões de anos. No fim de suas vidas, elas simplesmente vão apagando até se tornarem anãs negras.

Conforme a maioria das estrelas esgota a sua reserva de hidrogénio, suas camadas externas expandem e esfriam formando uma gigante vermelha (em cerca de 5 biliões de anos, quando o Sol já for uma gigante vermelha, ele terá engolido Mercúrio e Vénus).

Eventualmente, o núcleo será comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio. Então a camada de hélio se aquece e expande, para em seguida esfriar e se contrair. A reacção expulsa a matéria da área externa para o espaço, criando uma nebulosa planetária. O núcleo exposto irradia fotões ultravioleta que ionizam a camada ejectada, fazendo-a brilhar.

Estrelas maiores podem fundir elementos mais pesados, podendo queimar até mesmo ferro. O núcleo remanescente será uma anã branca, formada de matéria degenerada sem massa suficiente para provocar mais fusão, mantida apenas pela pressão de degenerescência. Essa mesma estrela vai se esvair em uma anã negra, numa escala de tempo extremamente longa.

Em estrelas maiores, a fusão continua até que o colapso gravitacional faça a estrela explodir em uma super-nova. Esse é o único processo cósmico que acontece em escalas de tempo humanas. Historicamente, super-novas têm sido observadas como “novas estrelas” onde antes não havia nenhuma.

A maior parte da matéria numa estrela é expelida na explosão (formando uma nebulosa como a Nebulosa do Caranguejo) mas o que sobra vai entrar em colapso e formar uma estrela de neutrões (um pulsar ou emissor de raios X) ou, no caso das estrelas maiores, um buraco negro).

A camada externa expelida inclui elementos pesados, que são comummente convertidos em novas estrelas e/ou planetas. O fluxo da super-nova e o vento solar de grandes estrelas é muito importante na formação do meio interestelar.

Caminhos de reacções nucleares de fusão

Uma variedade de diferentes reacções de fusão nuclear pode ocorrer no núcleo das estrelas, dependendo de sua massa e composição (ver nucleossíntese estelar).

As estrelas se formam de uma nuvem composta basicamente de hidrogénio e cerca de 25% hélio, e outros elementos mais pesados em pequenas quantidades. No Sol, com um núcleo a 107 K de temperatura, núcleos de hidrogénio se fundem para formar hélio numa cadeia protão-protão:

2(1H + 1H → 2H + e+ + νe) (4,0 MeV + 1,0 MeV)
2(1H + 2H → 3He + γ) (5,5 MeV)
3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12,9 MeV)

Essas cadeias de reacções resultam na reacção líquida:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26,7 MeV)

em que 4 protões se fundem para formar um núcleo de hélio emitindo 2 positrões, 2 neutrinos e 2 raios gama. Em estrelas mais massivas, o hélio é produzido em um ciclo de reacções catalisadas pelo carbono, o ciclo carbono-nitrogénio-oxigénio.

Em estrelas cujos núcleo têm temperaturas de 108 K e massas entre 0,5 e 10 massas solares, o hélio pode ser transformado em carbono num processo chamado Processo triplo-alfa:

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7,4 MeV

Essas reações podem ser resumidas na reacção líquida:

34He → 12C + γ + 7,2 MeV

Um site a ver: http://www.valdosta.edu/~cbarnbau/astro_demos/stellar_evol/evol_2.html

fonte: http://pt.wikipedia.org/wiki/Estrela

~ por aia2009 em 10 de Setembro de 2009.

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