A Evolução Estelar Depende da Massa Inicial (clique para ampliar)
A vida e a morte das estrelas dependem das suas massas originais.
No princípio, pouco após o "big Bang", o meio interestelar consistia somente de Hidrogénio e algum Hélio (e algumas, muito poucas, "impurezas" como Deutério e Lítio).
A evolução duma estrela começa com o colapso gravitacional de uma nuvem molecular gigante, também conhecida como um Berçário Estelar.
Formam-se nebulosas em condensação rotativa donde nascem Estrelas e [talvez] os seus planetas, luas, asteroides e cometas.
Nébula Primordial
Daí em diante o destino de cada estrela, o tempo da sua vida e o modo da sua morte são determinados pela sua massa. Mas todas seguem a Sequência Principal.
Quanto mais maciça a estrela maior a sua pressão gravítica o que tende a acelerar as suas reações nucleares de fusão. Produzem vários outros elementos à medida que o Hidrogénio escasseia, depois o Hélio, etc., por camadas à medida que a estrela "incha" e passa pelo estágio de Super Gigante (de Azul a Vermelha).
Pela fusão vão aparecendo o Carbono, o Nitrogénio, o Oxigénio, o Fluor, o Neon, o Magnésio, o Silício, o Enxofre, o Níquel … até ao Ferro … tudo em reações por camadas cada vez mais breves e que libertam cada vezes menos energia.
A partir daí as reações de fusão não podem mais prosseguir porque se tornam endotérmicas requerendo um input de energia que não está mais disponível.
Aí sem geração de calor interno que se oponha à gravidade a estrela vai colapsar.
O repique do colapso sobre o caroço vira uma inimaginávelmente gigantesca explosão nuclear: uma SuperNova.
SuperNova Tipo II
É nesse caldeirão nuclear de alguns momentos que se formam os elementos para lá do Ferro: o Titãnio, a Prata, o Tungesténio, o Ouro, o Urânio, etc.
Nebulosa do Caranguejo, um remanescente de uma SuperNova, localizada na constelação de Touro, a 6.500 anos-luz de distância da Terra
Numa estrela super maciça todos estes processos são muito rápidos e ela dura apenas uns poucos milhões de anos acabando por explodir numa espetacular SuperNova e terminando num Buraco Negro após expulsar grande parte da sua massa e muitos dos elementos que tinha sintetizado.
Essas estrelas gigantes e até algumas "médias" fundem o Hélio em Carbono, Nitrogénio e Oxigénio possibilitando o ciclo CNO em que núcleos desses elementos se revezam a absorver [quatro] núcleos de Hidrogénio e "cuspirem" núcleos de Hélio num caroço muito quente até que o Hidrogénio escasseia. Aí prosseguem como Gigante Vermelha em camadas de nucleosíntese e, após explodirem como SuperNovas, as "médias" terminam como Estrelas de Neutrões.
Uma estrela ainda menos maciça (p/ex.: o nosso Sol, uma Anã Amarela), após durar bilhões de anos, só vai até à fusão do Hélio em Carbono já na fase de Gigante Vermelha acabando por sofrer intensas pulsações térmicas, que farão com que ejete suas camadas exteriores, formando uma Nebulosa Planetária e o seu caroço adormece como uma Anã Branca.
A Evolução do Nosso Sol
As estrelas mais pequenas, as Anãs Vermelhas (70% das estrelas da Via Láctea) duram trilhões de anos, podendo ser a fonte frequente de constantes erupções de matéria em alta energia e convectivamente acabando por esgotar todo o seu Hidrogénio, adormecerão como Anãs Brancas — mas isto é uma hipótese, uma vez que nunca observámos uma dessas estrelas no fim de vida, tão longevas que elas são.
As Origens dos Vários Elementos
Quase todas as estrelas expelem grande parte da sua matéria antes de "morrer", devolvendo ao meio interestelar os novos elementos sintetizados por fusão nuclear e ajudando a formar novos Berçários Estelares.
Nenhum comentário:
Postar um comentário