A HISTÓRIA DE UMA ESTRELA

Israel Bonanni Turci

Vanessa Airich Schroeder

-REVISAO BIBLIOGRÁFICA-

RESUMO

 A formação de uma estrela ocorre quando há a condensação de uma nuvem de poeira e gás formando uma protoestrela. Que depois de algum tempo, dependendo do tamanho da protoestrela, forma a estrela. Então fica em sua forma de sequencia principal como que se fosse o estado jovem de uma estrela (que no caso do sol) esta fundindo hidrogênio, podendo ser outros elementos. Existem diversos tipos de estrelas, sua classificação de pende de sua massa, temperatura e o elemento químico que ela funde.

Palavras – chave: protoestrela, fusão, elementos, estrela, sequência principal.

ABSTRACT

INTRODUÇÃO

          Os pilares da criação são um berçário estelar para novas estrelas que estão em processo de nascimento, nas áreas centrais fazem parte a Nebulosa Eagle, com grandes nuvens de poeira e gás de hidrogênio (elemento mais abundante no universo). Para ocorrer a formação de uma estrela é necessário que ela produza a fusão termonuclear, que é O processo de formação estelar que inicia-se quando uma região mais densa colapsa sob a ação da sua própria gravidade. A nuvem se fragmenta e cada fragmento forma uma proto-estrela. Cada fragmento se destaca do restante da nuvem e evolui individualmente (proto-estrela). A proto-estrela colapsa (o gás cai para o centro), aumentando a temperatura e a pressão no seu interior. Quando a temperatura central atinge alguns milhões de graus, temos as condições necessárias para o nascimento de uma nova estrela e o processo de fusão termonuclear (DAFLON, 2016)

          A fusão nuclear é um processo em que dois núcleos se combinam para formar um único núcleo, mais pesado. Um exemplo importante de reações de fusão é o processo de produção de energia no sol, e das bombas termonucleares (bomba de hidrogênio). Em futuros reatores de fusão nuclear a reação entre dois diferentes isótopos de hidrogênio produzindo hélio deverá ser utilizada para produção abundante de energia (DEPARTAMENTO DE FISICA NUCLEAR, 2016).

          Na Fusão Nuclear, dois ou mais núcleos atômicos se unem para dar origem a outro maior. Mas para que esse processo ocorra, é necessária uma grande quantidade de energia, A temperatura necessária para ocorrer fusão de núcleos pequenos (Hidrogênio, Deutério e Trítio) é da ordem de 10⁶ K. Nesta temperatura as unidades básicas de qualquer substância não são mais seus átomos ou moléculas, pois devido à intensidade das colisões entre eles, os núcleos correspondentes e seus elétrons não estão mais ligados uns aos outros. Este é o estado de plasma, ou seja, um gás neutro, formado de núcleos com carga positiva e de elétrons livres. As estrelas são bolas de plasma, confinado pelo próprio campo gravitacional, e as reações de fusão nuclear são as responsáveis pela produção de energia (WOLINSKI, 2014).

         

          O tempo de vida de uma estrela é a razão entre a energia que ela tem disponível e a taxa com que ela gasta essa energia, ou seja, sua luminosidade. Como a luminosidade da estrela é tanto maior quanto maior é a sua massa, resulta que o tempo de vida é controlado pela massa da estrela: quanto mais massiva a estrela, mais rapidamente ela gasta sua energia, e menos tempo ela dura, ou seja, a massa de uma estrela esta relacionada com o seu tempo de vida (FILHO; SARAIVA, 2008).

          A cor de uma estrela tem relação com a temperatura em sua superfície. Estrelas não muito quentes (cerca de 3.000 kelvins) nos parecem avermelhadas. Já as estrelas amarelas, como o sol, possuem temperatura em torno dos 6.000 k e as mais quentes são brancas ou azuis porque sua temperatura fica acima dos 10.000 kelvins (COSTA, 2005).

            A explosão de uma estrela com muita massa cria uma grande força gravitacional, que nada pode impedir que a sua matéria caia indefinidamente até o centro. Em princípio esses objetos seriam pontuais, mas possuem massas bem maiores que a do Sol. A morte de uma estrela de Nêutrons (grande estrela) pode se levar a três situações: em um buraco negro, uma anã branca ou ocasiona-se uma grande explosão chamada Supernova (CENTRO BRASILEIRO DE PESQUISAS FÍSICAS, 2016).

           Próximo ao buraco negro o campo gravitacional é muito intenso. Existe uma certa distância do buraco negro, chamada de horizonte dos eventos a partir da qual nada pode sair, nem a luz! Mas ao contrário do que muita gente pensa, a atração gravitacional fora do horizonte é a mesma que seria produzida por qualquer outro corpo de mesma massa (CENTRO BRASILEIRO DE PESQUISAS FÍSICAS, 2016).

          A luminosidade de uma supernova (SN) é gigantesca. Em seu pico, que ocorre poucas semanas após o seu aparecimento, a luminosidade pode atingir valores de dez bilhões de sóis e a SN pode competir em luminosidade com toda a galáxia em que se situa (CHAVES, 2011).

          Quando a gigante vermelha é formada sua energia não é o suficiente para se manter contra a atração gravitacional, fazendo com que sua expansão se esgote e diminua de tamanho, inferior ao tamanho de quando estava na sequência gravitacional, caracterizada como uma anã branca (ASIMOV, 2015).

          Com o objetivo de classificar e entender mais sobre a formação das estrelas, esta presente revisão bibliográfica, apresentara como elas se formão, suas características, seu combustível e seu estado de sequência principal.  

                                               MEIO INTERESTELAR                  

             A importância do meio interestelar (meio entre as estrelas) reside na observação de que énele onde nascem as estrelas e é para ele que retornam todos os elementos químicos reprocessados pelas estrelas em evolução. A quantidade de matéria presente no meio interestelar é da mesma ordem de grandeza daquela contida nas estrelas. Os principais integrantes do meio interestelar são o gás e a poeira, que aparecem misturados em todo o espaço interestelar (OLIVEIRA E PEREIRA, 2016).

          Uma estrela, desde que se condensa a partir de uma nuvem de gás, está sob a ação de sua autogravitação. A gravidade comprime o gás para o centro da estrela, obrigando-a a produzir energia que gera a pressão suficiente para conter o colapso. O núcleo da estrela, gigantesco reator de fusão nuclear, processa a matéria do meio interestelar sintetizando, a partir dela, elementos químicos mais pesados. A gravidade atua inexoravelmente, comprimindo a estrela até levá-la a esgotar sua fonte de energia. As estrelas de pequena massa caminham para a morte resfriando-se lentamente, enquanto que as de grande massa explodem de forma violenta (brilhando 100 bilhões de vezes mais que o Sol), espalhando pelo meio interestelar os elementos químicos que foram processados no núcleo. A matéria interestelar assim "enriquecida" de elementos pesados será continuamente reprocessada em novos ciclos de formação, vida e morte de estrelas (NETO E JABLONSQ, 1999).

            O espaço entre as estrelas é mais vazio que o melhor vácuo criado em laboratórios na Terra. No entanto, existe um material entre as estrelas que é composto de gás e poeira, o meio interestelar. O meio interestelar compõe de 10 a 15% da matéria visível da Via Láctea. Mais de 95% desse material é gás e o restante poeira. Cerca de 95% ou mais do meio interestelar está na forma de gás, e desses, 90% está na forma de hidrogênio atômico ou molecular, 10% de Hélio e há pequeníssimas porções de outros elementos. A presença do gás interestelar pode ser constatada quando olhamos as linhas espectrais de um sistema binário de estrelas (INSTITUTO DE FISICA UFRGS, 2016).

            Cada grão é grosseiramente do tamanho do comprimento de onda da luz azul, ou menor. A poeira é provavelmente formada nas camadas mais externas das estrelas gigantes vermelhas e adicionada ao meio pelos ventos dessas estrelas ou por nebulosas planetárias (INSTITUTO DE FISICA UFRGS, 2016).

                                                         FORMAÇÃO ESTELAR

            A formação começa quando uma parte do meio interestelar contendo nuvens de moléculas, gás frio e poeira começa a colapsar devido a gravidade, causada pela sua própria massa. A nuvem começa a se contrair. Ela se fragmenta e continua contraindo ate que o centro se torne quente o bastante para que a reação nuclear de queima de hidrogênio se inicie. Nesse ponto a contração para e a estrela nasce (INSTITUTO DE FISICA UFRGS, 2016).

                                                             PROTO-ESTRELA

Estrelas formam-se a partir de condensações distribuídas ao longo de filamentos de gás hidrogênio presentes no interior de nuvens moleculares, são regiões do meio interestelar compostas por gás e poeira, tendem a ser densas e com alta densidade colunar, além disso, a formação estelar ocorre em seu interior. Uma proto-estrela (Figura 1) é formada quando a condensação sofre uma contração gravitacional que prossegue até que a temperatura em seu núcleo atinja cerca de 10 milhões de kelvin. A massa da estrela resultante dependerá da massa inicial da condensação: as mais massivas formarão também estrelas mais massivas (e vice-versa). No entanto, nem todo o material da condensação será incorporado à nova estrela. Parte dele permanecerá como matéria circunstelar sob a forma de um disco de gás e poeira em torno das estrelas menos massivas ou como um envoltório circunstelar de grandes dimensões, de formato  aproximadamente esférico em torno das estrelas de maior massa. Portanto, a evolução da proto-estrela ocorre de maneira distinta, de acordo com a massa do objeto (ORTIZ,2014).

            Figura1. Da proto-estrela a o sistema planetário (fonte: Centro de Divulgação da astronomia)

                                                     SEQUÊNCIA PRINCIPAL

            É a etapa mais longa da vida da estrela, quando ela está fundindo hidrogênio em hélio no núcleo e brilhando estavelmente, em equilíbrio hidrostático. Durante esse tempo as estrelas mantêm uma relação entre a luminosidade e a temperatura, determinada pela sua massa, sendo as mais luminosas, as mais quentes, e as mais frias (as menos massivas) as menos luminosas (SARAIVA, 2016).

                                                    CLASSIFICAÇÃO DAS ESTRELAS

            Podemos classificar uma estrela, pelo seu tamanho, cor e temperatura (Tabela 1 e Figura 2), a classificação espectral atualmente em uso, é baseado num esquema estabelecido em 1890 (Harvard Spectral Sequence). Da mais quente a mais fria, as estrelas são agrupadas em classes identificadas pelas letras do alfabeto W, O, B, A, F, G, K, M, R, N e S. Como são muito poucas as estrelas que entram nas classes W, R, N e S, sobram sete grupos principais (INSTITUTO DE FISICA UFRGS, 2016).  

Classe Espectral	Cor da Estrela	Temperatura Superficial (K)	Exemplo
O	Azul	30.000	Mintaka
B	branco-azulado	20.000	Rigel
A	Branco	10.000	Sírius
F	branco-amarelado	7.000	Prócion
G	Amarelo	6.000	Capella
K	Alaranjado	4.000	Aldebarã
M	Vermelho	3.000	Betelgeuse

Tabela 1. Classificação das estrelas, pelo seu tamanho, cor e temperatura.

                                               EXEMPLOS DESAS ESTRELAS

            Mintaka é uma estrela super gigante azul. Fica a 690 anos-luz da Terra e é a estrela mais ocidental no cinturão de Órion, a partir de nosso ponto de vista na Terra. A estrela é 10 mil vezes mais brilhante que o nosso Sol e tem uma temperatura de superfície realmente escaldante, cerca de 60 mil graus Celsius(e mais conhecidas por compor as Três Marias) (CIÊNCIAS E TECNOLOGIA,2013)

            Rigel é uma estrela que  tem apenas 10 milhões de anos de idade, relativamente nova em comparação com o sol e seus 4,5 bilhões de anos, e devido ao seu tamanho estimado e intenso brilho, espera-se que acabe em uma supernova algum dia. Ela também tem duas estrelas companheiras, Rígel B e Rígel C., sua temperatura de superfície é muito mais quente, cerca de 11,000 Kelvin, em contraste co0m 6.000 Kelvin do Sol (CIÊNCIA E TECNOLOGIA ,2014).

O brilho de Sírius não somente a destaca no firmamento, mas nos ajuda a compreendê-lo. Em 1718, o astrônomo Edmund Halley, que descobriu o famoso cometa, fez estudos de Sírius que o levaram a perceber que as estrelas se movem umas com relação às outras (na época se acreditava que as estrelas eram fixas)(COSTA, 2008)

Prócion é na realidade uma estrela dupla, e está situada a cerca de 11,4 anos-luz de nós, que à escala astronómica podemos dizer que está relativamente próxima do nosso Sistema Solar. É constituída pela estrela principal designada por Prócion A, sendo provavelmente uma estrela subgigante branca, com cerca do dobro do diâmetro do nosso Sol, e cerca de 7 vezes mais brilhante que este. A sua temperatura superficial deverá rondar os 6.500 K ( FRANCISCO, 2014).

            Capella: A estrela Capella fica a cerca de 42 anos luz de distância. O Sol fica a 8 minutos-luz de nós, mas Capella é 150 vezes mais brilhante que o Sol. Ela está entre as “Dez Mais” do céu, figurando na sexta posição no ranking das mais brilhantes.(COSTA, 2006)

Aldebaran ou Aldebarã é a estrela alfa da constelação de Touro, e a estrela mais brilhante desta constelação. Vista da Terra, Aldebaran é uma estrela gigante vermelha situada a cerca de 65 anos-luz de nós, seu diâmetro é cerca de 45 vezes o diâmetro do Sol. A temperatura na superfície desta estrela é de cerca de 4.000 K, ou seja, é uma estrela relativamente fria(FRANCISCO, 2013).

Betelgeuse, uma estrela fascinante que pode ser observada na constelação de Órion (ou Orionte). Betelgeuse é uma supergigante vermelha, uma estrela de grandes dimensões, sendo que vista da Terra é a segunda estrela mais brilhante da constelação de Órion.(FRANCISCO, 2013).

                                             Figura 2. Categoria das estrelas e seu fim.

                                                  EVOLUÇÃO DAS ESTRELAS  

            Quando as estrelas consomem o hidrogênio no núcleo (raio de aproximadamente 50 000 km no Sol), que corresponde a aproximadamente 10% da sua massa total, elas saem da sequência principal. A geração de energia passa a se dar em uma camada externa a este núcleo, com aproximadamente 2 000 km de espessura, onde a temperatura e a densidade são suficientes para manter as reações nucleares. Como nenhuma energia é gerada no núcleo nesta fase, ele se contrai rapidamente, e a luminosidade da estrela aumenta um pouco. As camadas externas se reajustam ao aumento de luminosidade expandindo-se, e como a área superficial aumenta, sua temperatura diminui. Desta forma, a luminosidade aumenta e a estrela torna-se mais vermelha, tornando-se uma gigantes vermelha. Quando o Sol atingir essa fase, daqui a 5 bilhões de anos, engolirá Mercúrio, Vênus e a Terra, chegando próximo à órbita de Marte. Na fase de gigantes vermelhas as estrelas produzem energia transformando hélio em carbono no núcleo, e hidrogênio em hélio em uma fina camada externa ao núcleo. Quando o hélio também se esgota no núcleo, as estrelas de massa até dez massas solares não têm mais como retirar energia pela fusão nuclear, pois sua temperatura do núcleo nunca ficará alta o suficiente (1 bilhão K) para fundir o carbono, portanto terminará sua vida com um núcleo de carbono. Já as estrelas com massas acima de 10 massas solares fundirão o carbono e sucessivamente neônio, magnésio, silício, até ter o núcleo de ferro (Figura 3) (SARAIVA, 2016).

Figura 3. Vida e composição estelar.

                                                                   FIM ESTELAR

            Se a estrela tiver uma massa maior que dez vezes a do Sol, ela terá uma morte catastrófica. A síntese de elementos mais pesados a partir de mais leves é um processo que libera energia para todos os elementos mais leves que o ferro, mas a fusão do ferro é uma reação que consome energia, em vez de liberar, então o ferro não funde. Sem produção de energia, a pressão cai bruscamente e as camadas externas começam a despencar em direção ao centro da estrela, ali encontram-se com o núcleo sólido de feronro e quicam, sendo ejetadas para o espaço a altas velocidades: É o que chamamos de Supernova. Com a energia dessa explosão são produzidos todos os elementos mais pesados que o ferro. Os gases liberados no espaço vão ser incorporados ao meio interestelar e a outras nebulosas, que poderão dar origem a novas estrelas (INSTITUTO DE FISICA UFRGS, 2016). 

            O destino do núcleo que sobra após a explosão da supernova é novamente ditado pela massa. Se esta for menor que 2 ou 3 vezes a massa do Sol, virará uma estrela de nêutrons, com uma temperatura superficial acima de 1 milhão de graus K, massa de cerca de 1,46 MSol, raio de cerca de 20 km e densidade de 10¹⁴g/cm3. Se esta estrela possuir campo magnético forte, ela emitirá luz direcionada em um cone em volta dos pólos magnéticos, como um farol, e será um pulsar (INSTITUTO DE FISICA UFRGS, 2016). 

 IMPORTÂNCIA DA ASTRONOMIA PARA A SOCIEDADE

            Além dos conhecimentos obtidos  com a Astronomia para seu uso próprio, várias outras áreas do saber humano foram e são por eles supridos com informações e inspirações fundamentais: a Física, a Química, a Biologia, a História, a Geografia,  a Navegação, até mesmo a Filosofia, a Sociologia, a Música, a Poesia, a Literatura e muitas outras áreas do pensar humano devem muito à Astronomia como, por exemplo:  A tecnologia adquirida através de raios-X agora é usada para monitorar a fusão nuclear, onde dois núcleos atômicos se combinam para formar um núcleo mais pesado, que pode vir a ser a solução para a energia limpa, Satélites GPS confiam em objetos astronômicos , quasares e galáxias distantes, para determinar as posições exatas, Telescópios espaciais são construídos em um ambiente extremamente limpo, a fim de evitar que partículas de poeira obscureçam os espelhos ou instrumentos. Métodos e instrumentos similares são agora usados ​​em hospitais e laboratórios farmacêuticos (STEFANELLI, 2013) (MARQUES, 2010).

AGRADECIMENTO

Agradeço primeiramente a Deus,a ao colégio NOBEL,

CONCLUSÃO

            As estrelas tem sido de grande importância, para o desenvolvimento tanto da humanidade quanto para a ciência, astronomia e tecnologia. Com a ajuda da ciência e tecnologia houve um avanço nas descobertas do universo e como os elementos e objetos do nosso dia a dia foram formadas (pelas estrelas), além dos avanços da medicina, como por exemplo, a invenção do raio-x e novas ideias para a geração de energia e entre diversas outras coisas que pelo o estudo desta ciência foram inventadas ou já tem a ideia no papel. E as primeiras civilizações, já usavam as estrelas como guia e mapa, e também foram criados os primeiros calendários, pela observação dos astros mostrando a importância da astronomia, estudo das estrelas, no começo da historia até nos dias de hoje. E hoje já temos acesso às informações sobre o seu grande papel na formação do nosso sistema solar e de todo o universo, criando e fundindo elementos novos e diversos; que conhecemos hoje e tudo isso graça as estrelas.

REFERÊNCIA

Asimov, Isaac. O que É uma Anã Branca?. 2015. Disponível em:< http://www.cienciamao.usp.br/tudo/exibir.php?midia=esc&cod=_oqueeumaanabranca

>. acesso em: 05/09/16

CENTRO BRASILEIRO DE PESQUISAS FÍSICAS. Nasce uma estrela. 2016. Disponível em:< http://www.cbpf.br/~martin/CAMS/Estrelas/vidaestrelas.html>. acesso em: 05/09/16.

COSTA, J. R. V. As cores das estrelas. 2005. Disponível em:< http://www.zenite.nu/as-cores-das-estrelas/

>. acesso em: 05/09/16.

CHAVES,  A.. SUPERNOVAA MORTE CATASTRÓFICA DE GRANDES ESTRELAS. 2011. Disponível em:< http://www.observatorio.ufmg.br/Pas105.htm >. acesso em: 05/09/16

DAFLOn, s.. A PRIMEIRA GERAÇÃO DE ESTRELAS Formação Estelar nos Primórdios do Universo. 2016. Disponível em:< http://staff.on.br/maia/app2_hp/A_primeira_geracao_de_estrelas.pdf >. acesso em: 08/08/16.

DEPARTAMENTO DE FíSICA NUCLEAR. fusão. 2016. Disponível em:<http://portal.if.usp.br/fnc/pt-br/p%C3%A1gina-de-livro/fus%C3%A3o>. acesso em: 22/08/16.

FILHO, K. S. O.;  SARAIVA, M. F. O.. Tempo de vida das estrelas. 2008 

Disponível em:<http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/tempove/node1.htm>. acesso em: 08/08/16.

WOLINSKI, A. E.. Fissão ou Fusão Nuclear? Qual a diferença?. 2014. Disponível em:<http://parquedaciencia.blogspot.com.br/2013/09/fissao-ou-fusao-nuclear-qual-diferenca.html>. acesso em: 22/08/16

Stefanelli, J.. Seis razões que explicam a importância da astronomia para a sociedade. 2013.Disponível em:<https://universogenial.wordpress.com/2013/11/21/seis-razoes-que-explicam-a-importancia-da-astronomia-para-a-sociedade/>. acesso em: 12/09/16.

CIENCIAS E TECNOLOGIA. Cinturão de Órion: As Três Marias Mintaka, Alnilam, Alnitak.Ciência e Tecnologia. Diponível em: <https://cienciaetecnologias.com/cinturao-de-orion-tres-marias/>. Acesso em: 3 Oct 2016.

Landman, M.. CLASSIFICAÇÃO DAS ESTRELAS DA VIA LÁCTEA UTILIZADA PELO SETOR DE CIÊNCIAS.2016.  Disponível em:<http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap14.pdf>. acesso em:12/9/2016

NETO, A. D.;  JABLONSKI F. J ..Nascimento, vida e morte das estrelas.199. Disponível em:<http://www.cdcc.usp.br/cda/aprendendo-superior/evolucao-estelar/ >. acesso em: 12/09/16.

INSTITUTO DE FISICA UFRGS.2016 Disponível em:<http://www.if.ufrgs.br/>. acesso em:19/09/2016

PROF. DR. PILLING. S; Rocha.W.R.M.2004, FÍSICA E A QUÍMICA DO MEIO

INTERESTELAR.. Disponível em:<http://www1.univap.br/spilling/FQMI/05_Nuvens_Moleculares.pdf >. acesso em:  19/09/16

CLASSIFICAÇÃO DAS ESTRELAS DA VIA LÁCTEA UTILIZADA PELO SETOR DE CIÊNCIAS Landman.M.D.2002..  Disponível em:<Terminal_net_arquivos/nave/class_estrelas.htm >. acesso em:   19/09/2016

ufrgs.2016.FORMAÇÃO ESTELAR.. Disponível em:<http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/formation/form_st.htm    >. acesso em:  19/09/2016

COSTA, J. R. V. Capella e seus segredos. Astronomia no Zênite, jan 2008. Disponível em: http://www.zenite.nu/capella-e-seus-segredos/>>. Acesso em:  19/09/2016

Classificação Espectral ,ANDRADE. C. J.. Disponível em:<http://www.if.ufrgs.br/mpef/mef008/mef008_02/Claudia/classificacaoespectral.html>. acesso em:

telar2.pdf    19/09/2016

COSTA.J. R. V. Capella e seus segredos.2016.. Disponível em:<http://www.zenite.nu/capella-e-seus-segredos/>. acesso em: 19/09/2016