Illustration of a big fiery red sun with planets and moons in the foreground.
/

Evolução estelar, parte 4: gigantes e supergigantes vermelhas

Quando estrelas fundem elementos mais pesados, a temperatura do núcleo aumenta drasticamente. Então a estrela faz exatamente o que gases fazem quando aquecidos: se expandem.

Início
20 minutos de leitura

À medida que as estrelas consomem seu combustível primário, o hidrogênio, elas começam a encolher porque não estão mais produzindo energia suficiente para conter a gravidade. Com maior compressão, isso significa que o núcleo fica mais quente (lembra das aulas sobre termodinâmica que estudamos na escola?). A temperatura sobe até que comece a fusão do hélio, o que significa que a contração cessa, mas a uma temperatura mais alta.

Nesse ponto, a estrela começa a criar camadas, ou “cascas”, de elementos mais leves por fora, e elementos mais pesados dentro. Enquanto isso, por causa da temperatura mais alta em seu interior, parte do hidrogênio não queimado na casca ao redor do núcleo começa também a queimar (embora não na velocidade com que o núcleo original). Isso significa que a camada da estrela na temperatura de fusão se moveu efetivamente para fora, mais para perto da superfície. Portanto, a camada superficial faz o que os gases sempre fazem quando são aquecidos: ele se expande. Assim, a camada externa se torna maior, embora menos densa e mais fria. Com uma temperatura de superfície mais baixa, a estrela se torna avermelhada.

Para entender porque a estrela fica vermelha quando esfria, lembre-se de ler esse artigo sobre diagrama H-R e um outro sobre radiação de corpo negro e classificação espectral.

Os traços evolutivos das estrelas dependem da sua massa inicial na fase da sequência principal.

O rumo que a estrela vai tomar a partir desse ponto, e como ela se movimentará pelo diagrama H-R com o passar do tempo (traços evolutivos), depende totalmente de sua massa. Estrelas de baixa massa, ao morrerem, vão simplesmente expelir suas camadas exteriores para o espaço devido aos ventos solares, formando uma pitoresca nebulosa planetária; estrelas de alta massa evoluirão para supergigantes e seu fim se dará como uma supernova, explodindo-a em pedacinhos. Seu núcleo remanescente poderá se transformar em uma estrela de nêutrons ou em um buraco negro estelar.

Zonas de convecção e zonas de radiação

Antes de continuar nosso estudo sobre gigantes vermelhas, precisamos saber como funciona a transferência de calor no interior de uma estrela. Para isso vamos voltar ao assunto da física básica, a termodinâmica. Existem três formas de transferência de calor: condução, convecção e irradiação. No caso das estrelas, especificamente, nos focaremos somente nas duas últimas.

As células de convecção do plasma são responsáveis pelos grânulos que telescópios captam na superfície do Sol.

A condução de calor por convecção ocorre em fluidos (líquidos ou gases). A transferência de calor por esse modo acontece por correntes se deslocando dentro desse fluido, como uma panela fervendo. O fluido quente sobe, o frio desce, formando um ciclo.

A condução de calor por irradiação não precisa de um meio físico para se propagar pois a energia térmica é transferida por radiação eletromagnética. Por exemplo: o calor do Sol se propaga no vácuo e chega até nós porque este emite enormes quantidades de calor na forma de radiação.

A forma como o calor no interior das estrelas é transferido do núcleo para a superfície depende inteiramente da sua massa. Essa diferença acontece devido às diferentes reações termonucleares que acontecem em seu interior. As reações próton-próton das estrelas intermediárias favorecem a transmissão por irradiação (por isso o núcleo é uma zona radiativa); as estrelas massivas fundem pelo ciclo CNO, que favorece a transmissão de calor por convecção.

Transferência de calor no interior das estrelas de diferentes massas. Imagem: Wikimedia Foundation (tradução: Espaço-Tempo/Brunno Pleffken)

Estrelas de baixa massa

Estrelas de baixa massa são zonas convectivas por completo, portanto todo seu hidrogênio é consumido. O tempo é na ordem de trilhões de anos.

A verdade é que não temos completa exatidão de como evoluem as estrelas de baixa massa, de até 0,6 massas solares. Isso se deve ao fato de nunca termos observado tal acontecimento, pois estrelas de baixa massa (como as anãs vermelhas) consomem seu combustível tão lentamente que sua expectativa de vida é na ordem dos trilhões de anos. Isso significa que desde a origem do universo, há 13,8 bilhões de anos, nenhuma anã vermelha teve tempo suficiente para esgotar seu hidrogênio.

Estrelas desse tipo não evoluirão para estrelas gigantes devido à sua estrutura interna. Enquanto estrelas de massa intermediária ou de alta massa tem suas camadas de zonas de convecção e zonas radiativas muito bem definidas, por outro lado, uma estrela anã vermelha é por si só uma imensa zona de convecção, portanto não irão desenvolver um núcleo de hélio inerte. Ao invés disso, a estrela queimará seu hidrogênio em hélio por completo sem nunca se transformar em uma gigante.

Estrelas de massa intermediária

Estrelas de massa intermediária, entre 0,6 e 8 massas solares (como o nosso Sol) se tornarão gigantes vermelhas, migrando da sequência principal para o ramo das gigantes classe K e M.

Essas estrelas intermediárias podem atravessar duas fases diferentes: o ramo das gigantes vermelhas (RGB), com núcleos inertes feitos de hélio e com uma camada envolvente de hidrogênio em fusão; e o ramo assintótico das gigantes (AGB), com núcleos inertes de carbono, com uma camada de hélio em fusão envolvendo uma camada de hidrogênio em fusão.

Fase subgigante

Quando uma estrela extingue seu hidrogênio no núcleo, ela deixa a classificação de sequência principal e inicia a fusão do hidrogênio em uma casca externa envolvendo esse núcleo. O núcleo aumenta em massa à medida que a casca produz mais hélio. Dependendo da massa do núcleo de hélio, isso continua por vários milhões até dois bilhões de anos, com a estrela se expandindo e resfriando a uma luminosidade semelhante ao seu estado de sequência principal. Eventualmente, ou o núcleo degenera (em estrelas com aproximadamente a massa do Sol), ou as camadas externas esfriam o suficiente para se tornarem opacas (em estrelas mais massivas). Qualquer uma dessas mudanças faz com que a casca de hidrogênio aumente em temperatura e a luminosidade da estrela aumente, ponto no qual a fusão do hélio inerte se inicia e a estrela se expande para o ramo de gigante vermelha.

Fase do ramo das gigantes vermelhas

Estrelas de massa intermediária saem da sequência principal para a região das gigantes.

No ramo das gigantes vermelhas (RGB) a estrela tem um núcleo inerte de hélio e uma camada externa de hidrogênio funde seu combustível através do ciclo CNO. Como as camadas externas em expansão da estrela são convectivas, todo o material é misturado por turbulência das regiões de fusão até a superfície da estrela (processo conhecido como dragagem), então as correntes de convecção tornam os produtos da fusão visíveis na superfície da estrela pela primeira vez. Os efeitos do ciclo CNO aparecem na superfície da estrela, com traços de carbono detectáveis por espectroscopia.

O núcleo de hélio continua a crescer no ramo da gigante vermelha, com a estrela aumenta em luminosidade.

Fase do ramo horizontal

O ramo horizontal (HB) é um estágio de evolução estelar que segue imediatamente o ramo de gigante vermelha.

O aumento da densidade do núcleo de hélio provoca uma explosão conhecida como flash de hélio, iniciando a fusão do hélio e transformando-o em carbono e oxigênio. As estrelas de ramificação horizontal são alimentadas por fusão de hélio no interior do núcleo por meio do processo triplo-alfa e da fusão de hidrogênio por meio do ciclo CNO em uma camada que envolve esse núcleo. A estrela fica menos luminosa, porém mais quente, fazendo a classificação da estrela se deslocar horizontalmente para a direita no diagrama de Hertzsprung-Russel, daí o nome “ramo horizontal”.

Fase do ramo assintótico das gigantes

Depois que uma estrela consumiu o hélio no núcleo, transformando o núcleo da estrela em carbono e oxigênio, a fusão do hidrogênio e do hélio continua em camadas ao redor desse núcleo quente. Nessa fase a estrela segue para o ramo assintótico das gigantes (AGB) no diagrama de Hertzsprung-Russell, em paralelo com a evolução da gigante vermelha original, mas muito mais fria, muito mais luminosa e com liberação de energia de forma ainda mais veloz.

Estrelas de massa intermediária acabam alcançando a ponta do ramo gigante assintótico, chamada de pós-AGB, e ficam sem combustível para continuar a fusão nuclear. Elas não são suficientemente massivas para iniciar a fusão de carbono. Com a queda da energia e a perda do equilíbrio hidrostático, a gravidade vence a briga fazendo o núcleo se contrair e causando um disparo de flash de hélio. Isso produz energia e a estrela entra numa fase de pusações cíclicas, causando perda de massa e geração de ventos solares, transformando-a também em uma estrela variável.

O término da fase no ramo assintótico das gigantes e, portanto, o fim da vida da estrela é marcado pela completa ejeção das camadas externas da estrela pelos ventos solares, formando uma nebulosa planetária. O núcleo quente de carbono e oxigênio fica exposto, fazendo se deslocar para a esquerda do diagrama H-R, indicando uma alta luminosidade e um aumento considerável de temperatura. Esse núcleo denso remanescente se tornará uma anã branca.

Nebulosa da Hélice (NGC 7293): uma nebulosa planetária do que já foi uma estrela gigante de massa intermediária. Bem em ceu centro há uma anã branca, núcleo remanescente dessa antiga estrela.

Estrelas de alta massa

No estágio de supergigante, o interior da estrela se divide em diversas “cascas” em fusão.

Em estrelas de grande massa, acima de 8 massas solares, o núcleo também é massivo o bastante para que a fusão nuclear prossiga além do carbono, por meio do processo alfa. Essas estrelas tem seu núcleo tão denso e uma temperatura tão elevada que é disparada a fusão do carbono em oxigênio, neônio, sódio e magnésio.

Estrelas de alta massa saem da sequência principal para a região das supergigantes.

Nessa fase a estrela se assemelha à uma cebola, com diversas camadas de elementos diferentes em fusão, empilhadas. Esse aumento da temperatura do núcleo dispara as reações nucleares nessas camadas mais externas, compostas de elementos mais leves que antes estavam inertes, empurrando as camadas superiores mais para fora, fazendo a estrela se expandir ainda mais. Com a expansão, a superfície da estrela se resfria ainda mais e adquire uma cor ainda mais avermelhada. Uma supergigante vermelha.

Entre 8 e 12 massas solares

Imagem: Kavli IPMU

O ponto exato depende da metalicidade da estrela, mas normalmente em estrelas entre 8 e 12 massas solares, a fusão do neônio é instável. A captura de elétrons pelos átomos no núcleo de O-Ne-Mg (oxigênio-neônio-magnésio) dispara a fusão descontrolada do neônio, fazendo a estrela explodir em uma supernova de captura de elétrons.

Primeiro, (a) O núcleo de uma estrela contém oxigênio, neônio e magnésio. Assim que a densidade do núcleo se torna alta o suficiente, (b) o magnésio e o neônio começam a capturar elétrons e a induzir um colapso. (c) Então a queima do oxigênio é acesa e produz núcleos do grupo do ferro e prótons livres, que capturam mais e mais elétrons para promover o colapso do núcleo. (d) Finalmente, o núcleo se colapsa em uma estrela de nêutrons, e as camadas externas explodem produzindo uma supernova.

No entanto, caso a estrela tenha mais de 12 massas solares, a fusão do neônio segue estável sem deflagrar a captura de elétrons.

Acima de 12 massas solares

Estrelas acima de 12 massas solares continuam a fusão do carbono em silício, com a produção de elementos de maior metalicidade por meio da reação triplo-alfa, seguindo para o chamado pico de ferro.

Até o elemento ferro as reações de fusão liberam mais energia do que consomem. No entanto, para o ferro e outros elementos mais pesados, a reação de fusão necessita de mais energia do que libera, tornando a reação insustentável. Esses elementos pesados que o ferro são produzidos somente em ambientes muito extremos, como supernovas, que veremos na próxima matéria.

A contração repentina do núcleo de ferro em nêutrons (em cinza) faz com que as camadas superiores desabem, criando uma poderosa onda de choque que se propaga para fora.

A escala de tempo para a fusão nuclear do carbono inerte até o ferro é incrivelmente curta, de apenas alguns milhares de anos. Quando o núcleo é inteiramente composto por ferro, a fusão nuclear cessa, quebrando o equilíbrio hidrostático. Sem a pressão interna, a estrela se colapsa sob a própria gravidade.

Quando o núcleo atinge o limite de Chandrasekhar (~1,44 massas solares), a própria estrutura atômica do núcleo se colapsa, combinando elétrons e prótons em nêutrons e fazendo o núcleo da estrela se contrair repentinamente. Com a contração repentina do núcleo, as camadas superiores da estrela desabam sobre o núcleo numa velocidade de cerca de 70.000 km/s. A força do rebote dessas camadas e a fusão descontrolada de todos os elementos restantes é a explosão de supernova.

Brunno Pleffken Hosti

Professor. Graduando em Licenciatura em Física pela Pontifícia Universidade Católica do Paraná (PUCPR). Extensão em Astrofísica pela UFSC. Editor do Espaço-Tempo.

Publicação anterior

Evolução estelar, parte 3: nucleossíntese estelar

Próxima publicação

Evolução estelar, parte 5: supernovas