E aí, Universo? Evolução Estelar - Parte IV

(T de Touros, primeira estrela catalogada como tipo T Tauri)

Olá, vigias!


Já sabemos que o universo é grande, muito grande. E que no universo, existem infinitas partículas atômicas dispersas em sua extensão. Também sabemos que, quando ocorre um intenso choque entre essas partículas (sob condições favoráveis de pressão externa) ocorre a formação de uma menor manifestação energética (um objeto esférico) denominado "protoestrela". Através de inúmeros processos de fusão nuclear (transformando partículas menores em maiores, originando o plasma), podemos dizer que a estrela "nasceu".


Após esse estágio de formação, denominamos de Estrela Jovem aquela que durante as fases iniciais da vida de uma estrela, ela permanece contraindo e emitindo luz, podendo perder parte de sua massa. A maior parte das estrelas jovens passam por um estágio chamado T Tauri, que caracteriza o estágio pré-adulto. (É atribuído esse nome porque vem da primeira estrela em que tal fato foi descoberto, a estrela T da constelação de Touro). Nessa fase, a estrela ainda encontra-se parcialmente na mesma nuvem de gás que lhe deu origem.

 

Se quiser, você pode parar de ler aqui. Mas gostaria de avisar que o que tem escrito aqui embaixo é importante, até porque deu trabalho escrever e nunca é demais saber de mais alguma coisa construtiva (que vai ser de fundamental importância para darmos início aos processos de morte das estrelas).
 



Para os que costumam desistir antes de chegar ao fim, até o próximo post!
 

 

Para os que continuarão lendo, divirtam-se!! (rsrs)

É importante saber que quando uma estrela jovem entra em estado de equilíbrio (onde seu diâmetro fica praticamente constante) é que podemos dizer que ela entrou na fase adulta de sua vida. Basicamente esse período de equilibrio é conhecido como Sequência Principal. Nesse estágio a estrela passará a maior parte de sua vida adulta e só vai sair quando não houver mais reação de fusão nuclear transformando hidrogênio em hélio no seu interior.

A questão do tempo em que a estrela permanecerá na Sequência Principal depende da massa da estrela (quanto maior for a massa, menos tempo a estrela fica nessa fase). Estrelas de pequena massa ficam na Sequência Principal por períodos muito longos, podendo chegar além de 20 bilhões de anos.

Atualmente, os astrônomos sugerem que o Sol já se encontra na Sequência Principal a aproximadamente 4,5 bilhões de anos e que permanecerá por mais tanto tempo. A idade estimada do Sol, obtida por meio dos modelos evolutivos de estrelas, coincide com estimativas de sua idade baseaas por outros meios de geocronologia existentes (isso significa que daqui a 4,5 bilhões de anos o Sol iniciará o seu estágio de falecimento).

E aí, universo? Evolução Estelar? - Parte III ponto 1

Então, com a alta temperatura, esses prótons apresentam um movimento muito intenso. Ainda pode ocorrer algum choque, apesar da enorme energia de repulsão, sendo que a velocidade desses prótons pode ser tão grande que eles sofrem um choque perfeitamente inelástico. Quando esses prótons se fundem, ocorreu uma fusão nuclear. É aí que começam as reações de fusão no interior da protoestrela e quando dizemos que nasceu uma estrela.

Resumindo, uma estrela é um corpo gasoso, cujo interior está ocorrendo reações de fusão nuclear que transformam elementos químicos de peso atômico menor em elementos de peso atômico maior. 

Mais resumidamente, costuma-se dizer que está havendo a passagem de elementos químicos mais leves para mais pesados. Hoje temos a noção de que essa fusão de elementos químicos mais leves para mais pesados, se dá com a liberação de energia. A fusão nuclear, então, é a fonte de energia das estrelas.

Enquanto houver combustível nuclear no interior da estrela que possa ser convertido num elemento mais pesado com a liberação de energia, a estrela permanecerá viva. 

Até a próxima, Vigias! 

E aí, Universo? Evolução Estelar - Parte III

Até agora, temos a noção de que um intenso choque entre partículas e a atuação gravitacional de uma nuvem de gás e poeira (ou de outros objetos em volta), são condições favoráveis para o surgimento de um objeto esférico, com menor manifestação de energia, denominado “protoestrela”.

Quando a parte central da protoestrela fica quente o suficiente, iniciam-se os processos mais severos de fusão nuclear, que produzem a energia necessária para que a estrela se sustente. Mais precisamente, esses processos de fusão envolvem 4 núcleos de hidrogênio que se fundem, para formar um núcleo de Hélio. Enquanto o Hidrogênio tem apenas 1 próton em seu núcleo, o Hélio possui 2 prótons e 2 nêutrons,  sendo que a massa do núcleo formado é um pouco menor que a soma das massas dos 4 núcleos utilizados.

Simplificando (para quem se perdeu em “fusão nuclear” rsrs) o que acontece é que, depois que uma protoestrela se forma, ela continua a se concentrar e encolher. Nessa concentração, a temperatura interna aumenta a ponto de ionizar os átomos existentes, retirando os elétrons que giram em torno do núcleo atômico. Aí então o interior da protoestrela passa a ser constituído não mais de átomos, e sim de plasma (mistura de prótons e elétrons, ou o quarto estado físico da matéria).

(Continua)

E aí, Universo? Evolução Estelar – Parte II

Olá Vigias! Como segundo post, vamos falar do estágio inicial de formação de uma estrela.  Hoje em dia, os astrônomos sugerem que as estrelas nascem de uma concentração de matéria oriunda de nuvens de gás e poeira (nebulosas de formação) ou berçários de estrelas. 

Mas como essas concentrações ocorrem? Na verdade, esse fenômeno é movido por forças gravitacionais que atuam entre cada uma das partículas dessa nuvem por influência externa, que pode ser de outras nuvens, estrelas próximas, etc. Com isso, uma energia é gerada, causando o aquecimento da matéria que por sua vez provocará a emissão de radiação do objeto. 

Esse aquecimento nada mais é do que o crescente e intenso número de choques entre essas partículas. Esses choques aquecem a nuvem, que começa a emitir luz e energia. As partículas da nuvem procuram atingir sua distribuição de menor energia (nesse caso, a menor manifestação energética é a forma esférica) Dessa forma, a nuvem procura se reformatar na forma esférica. Muitas vezes, a própria nuvem se fragmenta em diversas configurações esféricas.

Portanto esse objeto esférico é catalogado como uma “protoestrela”, mas não é uma estrela propriamente dita. Ainda está em estágio de feto para a formação de uma estrela jovem. No próximo post, veremos de onde vem essa energia estelar e a formação de uma estrela jovem, estágio pós-protoestrela.

Até a próxima! :)

E aí, Universo? Evolução Estelar – Parte I

Olá vigias! Como primeiro post do ano (quase no final de janeiro kkk), gostaria de dedicá-lo a uma maratona sobre a evolução estelar, a fim de relatar o estágio de vida e morte de uma estrela.

Antes de tudo, é preciso ter em mente que apesar de longo, o estágio de vida de uma estrela é limitado. Mesmo para uma estrela, ser nova é passar por estágios intensos de mutações e instabilidades. Nesse período, ela sofrerá variações de massa, diâmetro e temperatura.

Desse modo, Vigias, em ordem de massas crescentes, podemos classificar as estrelas em “pesos” pena, leve, médio e pesado.

Em cada fase de suas vidas, as estrelas apresentam comportamentos diferentes. Como a massa é o parâmetro mais importante na evolução estelar, iremos ver no decorrer dos posts a:

• Vida e morte de estrelas “peso” pena (corpo com massa menor que 0,08 massas solares);
• Vida e morte de estrelas “peso” leve (estrela com massa entre 0,08 e 4 massas solares);
• Vida e morte de estrelas “peso” médio (estrela com massa entre 4 e 8 massas solares);
• Vida e morte de estrelas “peso” pesado (estrela com massa acima de 8 massas solares).

Tomem por nota pessoal, Vigias: Apesar de utilizado o nome "peso", esse termo não apresenta nenhum valor real.

Até o próximo post!