Qual a relação entre a massa é a vida de uma estrela

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EVOLU��O ESTELAR I

Uma estrela � uma imensa esfera de g�s que gera energia em seu centro atrav�s de rea��es de fus�o nuclear. Ela difere de um planeta exatamente pelo fato de este n�o ter fonte interna de energia nuclear. As estrelas, sem exce��o, nascem, vivem e ... morrem! Embora o nascimento de todas as estrelas ocorra de forma semelhante, sua vida e sua morte dependem de diversos par�metros, entre eles a composi��o qu�mica e, principalmente, a massa. Em ordem de massas crescentes, vamos classificar as estrelas em �pesos� pena, leve, m�dio e pesado. O Sol seria uma estrela �peso� leve!

Em cada fase de suas vidas, as estrelas apresentam comportamentos diferentes. Como a massa � o par�metro mais importante na evolu��o estelar, vamos estudar 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� m�dio (estrela com massa entre 4 e 8 massas solares)

• Vida e morte de estrelas �peso� pesado (estrela com massa acima de 8 massas solares)

0����0,08�����������..4����������.8������Massas solares

     Pena                     Leve                           M�dio                   Pesado

Tamb�m se deve notar que o tempo de vida de uma estrela depende desses mesmos par�metros: verifica-se que quanto maior a massa de uma estrela, tanto mais curta costuma ser sua vida. Outro aspecto importante a se notar � que a dura��o da vida de uma estrela � muito longa quando comparada aos padr�es humanos. Dessa forma, n�o foi poss�vel, ainda, monitorar-se a vida toda de uma estrela, e tudo o que se disser aqui se basear� em modelos matem�ticos e f�sicos elaborados em bases cient�ficas.

EVOLU��O DE ESTRELAS JOVENS

 Tentando fazer uma compara��o na evolu��o de uma estrela com o passar do tempo, podemos dizer que as estrelas nascem, vivem e morrem. O nascimento das estrelas parece ser um mecanismo comum para todas as estrelas. A vida de cada estrela pode ser dividida em tr�s fases: juventude, idade madura e velhice. A forma como cada uma dispende essa parte de sua vida depende fundamentalmente de sua massa. A morte de uma estrela pode ocorrer de diferentes formas, geralmente associadas com o seu tipo de vida.

Como regra geral, podemos dividir as estrelas quanto � sua massa em 3 tipos:

• estrelas de massa entre 0,08 e 4 massas solares (chamaremos de estrelas �peso� leve apesar de a express�o �peso� n�o ter valor real nesse caso)

• estrelas com massa entre 4 e 8 massas solares (chamaremos de estrelas �peso� m�dio)

• estrelas com massa superior a 8 massas solares (estrelas �peso� pesado)

0����0,08��������..4�������.8������Massas solares

   Pena                Leve                 M�dio              Pesado

Forma��o de uma Proto-estrela

Os modelos que atualmente estudam a origem e a evolu��o de estrelas sugerem que as estrelas nas�am da concentra��o de mat�ria existente em grandes nuvens de g�s e poeira. Essa concentra��o ocorre por causa de for�as gravitacionais atuantes entre cada uma das part�culas dessa nuvem ou por influ�ncias externas (outras nuvens, estrelas etc.). Durante o processo de contra��o, as part�culas da nuvem v�o sendo atra�das para o centro de gravidade dessa nuvem. Com essa queda, elas se aceleram, aumentando gradativamente suas velocidades.

Come�a a crescer o n�mero e a intensidade dos choques entre essas part�culas. Esses choques aquecem a nuvem, que come�a a emitir luz e energia. As part�culas da nuvem procuram atingir sua distribui��o de menor energia. Demonstra-se que a forma de menor energia nesse caso � a forma esf�rica. Assim, a nuvem procura se reformatar na forma esf�rica. Muitas vezes, uma mesma nuvem se fragmenta formando diversas configura��es esf�ricas.

A essa massa concentrante disposta na forma esf�rica chamamos de Proto-estrela. Notar que nesse est�gio, a estrela ainda n�o nasceu. Podemos dizer que a proto-estrela � um feto de estrela.

Nascimento de uma estrela

Depois que a proto-estrela se forma, ela continua a se concentrar e diminuir de tamanho. Nessa contra��o a temperaura interna aumenta bastante, a ponto de ionizar os �tomos a� existentes, retirando os el�trons que giram em torno do n�cleo at�mico. O interior da proto-estrela passa a ser constitu�do n�o mais de �tomos, mas sim de uma mistura de pr�tons e el�trons, basicamente. A essa mistura d�-se o nome de plasma, conhecido como sendo o quarto estado f�sico da mat�ria.

Devido � alta temperatura, os pr�tons apresentam um movimento muito intenso. Alguns deles podem se chocar, e apesar das for�as de repuls�o eletrost�tica que procuram repelir cargas el�tricas de mesmos nomes, a velocidade desses pr�tons pode ser t�o grande que eles conseguem suplantar essa repuls�o e se unirem entre si. Quando ocorre a fus�o desses pr�tons, diz-se que foi feita uma fus�o nuclear. � quando come�am as rea��es de fus�o nuclear no interior da proto-estrela que dizemos que nasceu uma estrela.

Assim, uma estrela � um corpo gasoso no interior do qual est�o ocorrendo rea��es de fus�o nuclear que transformam elementos qu�micos de peso at�mico menor em elementos de peso at�mico maior. Resumidamente costuma-se dizer que est� havendo a passagem de elementos leves para elementos mais pesados. Sabe-se hoje que a fus�o de elementos qu�micos mais leves para mais pesados, especificamente dos mais leves, se d� com a libera��o de energia. A fus�o nuclear � a fonte de energia das estrelas. Enquanto houver combust�vel nuclear no interior da estrela que possa ser convertido num elemento mais pesado com a libera��o de energia, a estrela permanecer� viva.

Estrelas jovens

Durante as fases iniciais da vida de uma estrela, ela ainda continua contraindo e emitindo luz e podendo perder parte de sua massa. Um est�gio pelo qual passa grande parte das estrelas jovens � chamado de est�gio T Tauri, que antecede o ingresso da estrela na sua idade adulta. Esse nome vem da primeira estrela em que tal fato foi descoberto: estrela T da constela��o do Touro. � uma fase na qual ela ainda est� parcialmente imersa na nuvem de g�s que lhe deu origem. Parte dessa camada de g�s � ejetada da estrela, ocorrendo uma esp�cie de �vento estelar� ou seja part�culas parecem estar sendo �assopradas� embora da estrela.

O Sol deve ter passado por essa fase, na qual havia um �vento solar� muito mais intenso do que aquele que se observa atualmente no Sol.

Estrelas na Seq��ncia Principal

Quando a estrela entra numa fase de equil�brio, na qual seu di�metro fica praticamente constante, podemos dizer que a estrela entrou na fase adulta de sua vida. Tecnicamente esse per�odo � conhecido como Seq��ncia Principal. � nesse est�gio que a estrela vai passar a maior parte de sua vida adulta, e s� vai sair dessa fase quando n�o houver mais rea��o de fus�o nuclear transformando hidrog�nio em h�lio no seu interior. O tempo durante o qual uma estrela fica na Seq��ncia Principal depende fundamentalmente da massa da estrela: quanto menor for a massa, menos tempo a estrela fica nessa fase. Estrelas de pequena massa ficam na Seq��ncia principal por per�odos de tempo muito longos, podendo ultrapassar 20 bilh�es de anos.

Os modelos atuais de evolu��o estelar sugerem que o Sol j� est� na Seq��ncia Prinipal a cerca de 4,5 bilh�es de anos e que a� vai permanecer por mais tanto tempo. A idade estimada do Sol, obtida por meio dos modelos evolutivos de estrelas, coincide com estimativas de sua idade obtidas por outros meios de geocronologia.

EVOLU��O DE ESTRELAS MADURAS

Depois de extinguirem o hidrog�nio de seu interior, as estrelas come�am a dar sinais de que seu tempo de vida est� terminando. Mas, mesmo sem hidrog�nio, em determinados casos novos combust�veis nucleares podem ser usados pela estrela para se manterem vivas. Vejamos como cada estrela, dependendo de sua massa, vive os est�gios finais de sua vida madura.

Fim do combust�vel nuclear

Durante a fase de Seq��ncia Principal no interior da estrela ocorre a transforma��o de hidrog�nio em h�lio com a libera��o de energia. � a fus�o nuclear que fornece energia para que o interior estelar se mantenha com uma press�o t�rmica capaz de contrabalan�ar a press�o gravitacional causada pela massa da estrela. Se houver uma diminui��o na taxa de gera��o de energia, a estrela tende a esfriar, diminui a press�o t�rmica e a estrela se contrai gra�as � press�o gravitacional. Com a contra��o, ocorre um aquecimento no interior da estrela, favorecendo o aumento de temperatura, o aumento da press�o t�rmica com a conseq�ente expans�o da estrela.

� esse quase balan�o entre press�o gravitacional para �dentro� da estrela e da press�o t�rmica para �fora� da estrela que mant�m o quase equil�brio da estrela. Quando acaba o hidrog�nio na regi�o central da estrela, as rea��es de fus�o nuclear come�am a ocorrer em camadas cada vez mais externas da estrela, visando a manuten��o do equil�brio da estrela. Caso essas rea��es de fus�o nuclear ocorram muito pr�ximo da superf�cie externa da estrela, a press�o t�rmica pode ser t�o grande a ponto de suplantar bastante a press�o gravitacional, ocasionando uma expans�o pronunciada da estrela. Ao mesmo tempo, essa expans�o diminui a temperatura dos gases das camadas mais externas.

Assim, a estrela se torna um estrela gigante e fria. Uma estrela fria tem colora��o superficial avermelhada. Ent�o, essa estrela recebe o nome de Gigante Vermelha.

Estrelas Gigantes Vermelhas

S�o estrelas muito grandes e n�o muito quentes na sua superf�cie. Elas resultam da expans�o de estrelas quando as rea��es nucleares come�am a ocorrer mais pr�ximo � superf�cie dessas estrelas.

Nebulosa Planet�ria

� o resultado da evolu��o de uma estrela gigante vermelha. Depois da expans�o da estrela, ela esfria um pouco e por causa disso diminuem as rea��es de fus�o nuclear no seu interior. A estrela come�a a contrair, mas faz isso de modo que a regi�o central se contrai mais rapidamente que a parte perif�rica. Em conseq��ncia, forma-se um n�cleo central parecendo um caro�o e em volta fica uma nuvem de g�s.

Com o tempo o caro�o se torna uma estrela an� branca e o g�s da periferia se expande e espalha-se pelo meio interestelar.

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