Evolução e fim do SOL

O Sol é uma estrela de pequena massa e, de acordo com a sua fase de evolução, as suas dimensões e luminosidade, apresenta-se como uma estrela vulgar. No momento actual encontra-se na fase dita de sequência principal, caracterizada pelo facto de obter a sua energia através das reacções de fusão do hidrogénio em hélio e, dada a sua pequena massa, apenas conseguirá atingir a fase de combustão do hélio em carbono, cessando aí a sua evolução em termos de fusão nuclear. As diferentes fase de evolução da estrela podem ser caracterizadas recorrendo a um diagrama que relacione a temperatura efectiva e a respectiva luminosidade (diagrama de Hertzsprung-Russell – HR).

O Sol no Diagrama de Hertzsprung-Russell O diagrama HR relaciona a temperatura à superfície da estrela com a respectiva luminosidade ou magnitude absoluta.

O processo de formação de uma estrela como o Sol tem início numa nuvem de gás molecular. Por instabilidade gravitacional, inicia-se, numa região dessa nuvem, um processo de acreção de massa para uma zona central que resultará na formação da proto-estrela. Este processo de instabilidade gravítica é provocado por ondas de choque que atravessam a nuvem, estando normalmente associadas a explosões de supernovas na vizinhança. Por efeito da gravidade, o gás aglomera-se num núcleo central (a proto-estrela), cuja temperatura aumenta gradualmente, à medida que a sua massa aumenta e se contrai.

Processo de formação (início) Na nuvem de gás (a), por instabilidade gravitacional, provocada por ondas de choque associadas a explosões de supernova (b), inicia-se um processo de acreção de massa que, mais tarde, dará origem à nova estrela (c).

Por conservação do momento angular da nuvem inicial de matéria, o processo de acreção dá origem a um disco de acreção, onde se formam os planetas. A fase de proto-estrela termina quando o núcleo central é suficientemente luminoso (devido à contracção e às reacções de fusão do deutério) para afastar a nuvem envolvente, por um processo de pressão radiativa, entrando então na fase de evolução de pré-sequência principal.

Por efeito gravitacional, o gás da nuvem começa a aglomerar-se...

Nesta fase, o núcleo central continua rapidamente a contrair-se, usando essencialmente a energia gravitacional da contracção para aquecer. Embora sendo a proto-estrela totalmente convectiva (devido à sua baixa densidade e temperatura), com a contracção o seu núcleo central torna-se radiativo, levando a um aumento da temperatura efectiva. Com o aumento da densidade e da temperatura no seu centro, logo que esta última atinge valores da ordem de 2 x 107 K, passa a ser possível a existência de reacções de fusão do hidrogénio, marcando assim o nascimento da estrela. Entra então numa longa fase de equilíbrio – a sequência principal -, que dura enquanto existir hidrogénio disponível para as reacções de fusão.

...num núcleo central (a proto-estrela), cuja temperatura aumenta gradualmente, à medida que a sua massa aumenta e se contrai,...

...formando um disco de acreção onde se formam os planetas.

Durante a fase de sequência principal, não ocorrem grandes alterações nas propriedades globais como a luminosidade e o raio. Existe apenas um ligeiro aumento da luminosidade à medida que a abundância de hidrogénio do núcleo decresce, obrigando a estrela a adaptar-se. Como resultado da combustão do hidrogénio, a estrela vai acumulando no seu centro o hélio que resulta das reacções de fusão, criando assim um núcleo inerte deste elemento. O aumento contínuo do núcleo obriga a estrela a adaptar-se rapidamente para ajustar as condições de produção de energia que necessita, de forma a manter o seu equilíbrio hidrostático. Como a massa do núcleo de hélio se torna demasiado elevada, a gravidade leva a que este se transforme numa esfera de gás degenerado, ao mesmo tempo que diminui de tamanho. Entramos assim numa fase em que a quantidade de energia produzida aumenta progressivamente em resposta à contracção do núcleo.

A fase de proto-estrela termina quando o núcleo central é suficientemente luminoso (devido à contracção e às reacções de fusão do deutério) para afastar a nuvem envolvente.

Variação da % dos elementos hidrogénio e hélio com o tempo

O fim da sequência principal corresponde à fase em que a produção de energia tem lugar, não no centro, mas numa camada em torno deste. Aí é produzido mais hélio, o qual continuará a ser armazenado no núcleo central. Dá-se, desta forma, início a uma fase de instabilidade que leva a estrela a alterar toda a sua estrutura (núcleo e envelope) em escalas de tempo curtas, de forma a adaptar-se ao facto de produzir energia apenas numa camada que envolve o núcleo. Nesta altura, a estrela começa a alterar a sua luminosidade e temperatura efectiva, pelo que esta se move no Diagrama H-R para a direita da zona correspondente à sequência principal, entrando na fase de gigante vermelha.

O fim da sequência principal Corresponde à fase em que a produção de energia tem lugar numa camada em torno do núcleo. Aí é produzido mais hélio, o qual continuará a ser armazenado no núcleo central.

À medida que o núcleo de gás degenerado sujeito à sua gravidade se contrai, por aumento de massa, arrasta consigo as camadas ricas em hidrogénio que o envolvem para zonas mais interiores, levando ao aumento do fluxo de energia produzida por fusão. Desta forma, o envelope da estrela é obrigado a expandir-se, com a correspondente diminuição da temperatura efectiva (avermelhamento), dando origem a uma gigante vermelha.

Fase de gigante vermelha A expansão do envelope gasoso conduz a uma diminuição da temperatura efectiva, tornando-se a estrela numa gigante vermelha.

A determinada altura, a estrela já perdeu uma parte significativa do seu envelope gasoso, na fase de expansão de gigante vermelha, e o seu núcleo de hélio acaba por atingir temperaturas suficientemente altas para se dar início à combustão deste elemento em carbono. Tem assim lugar uma “segunda” sequência principal denominada ramo horizontal. Dado que a reacção de fusão do hélio em carbono é menos eficiente do que a fusão do hidrogénio, a permanência da estrela nesta nova fase de estabilidade (no ramo horizontal), será muito mais curta do que a fase de combustão do hidrogénio, obrigando mais uma vez a estrela a evoluir.

Ramo assimptótico das gigantes Na fase final da combustão do hélio, a estrela possui um núcleo inerte de carbono, seguido de uma camada de fusão do hélio e de uma camada de fusão do hidrogénio.

Na fase final da combustão do hélio, a estrela possui um núcleo inerte de carbono, uma camada exterior a este de combustão de hélio e uma camada ainda mais exterior de combustão de hidrogénio. Novamente, com o crescimento do núcleo, agora de carbono, a estrela adquire uma configuração instável com a produção de energia a ter lugar nas camadas exteriores. Entra assim numa nova fase denominada ramo assimptótico das gigantes. A contínua adição de massa ao núcleo leva a uma nova fase de contracção, na qual este núcleo central arrasta as camadas que o envolvem, resultando num rápido aumento da produção de energia e, consequentemente, numa nova expansão do restante envelope gasoso que ainda o envolve. O envelope expande quando o gás é “empurrado” pela radiação proveniente da elevada temperatura do núcleo que se contrai, acabando por levar a estrela a perder toda a massa exterior ao núcleo central que passa a evoluir separadamente, à medida que o gás perdido é devolvido ao meio interestelar. Resulta deste processo, a formação de uma nebulosa planetar.

Nascimento e evolução de uma estrela tipo o Sol (resumo)

No fim do ramo assimptótico das gigantes, quando o envelope gasoso é perdido, resta apenas o núcleo central e a nuvem de material que foi ejectado. O núcleo – quase só de carbono – é demasiado pequeno, pelo que a gravidade é incapaz de iniciar a combustão deste elemento, passando a uma fase de arrefecimento à medida que perde energia térmica, terminando assim o processo de evolução. Ao pequeno corpo esférico de carbono degenerado que sobrou após a contracção do núcleo, chama-se anã branca. As dimensões deste corpo são muito reduzidas, quando comparadas com o tamanho actual do Sol, e o seu brilho deve-se apenas ao calor que restou do processo de evolução e que irá ser progressivamente perdido, arrefecendo a anã.

Evolução previsível para uma estrela do tipo G (semelhante ao Sol)

Finalmente, quando toda a energia térmica é radiada, a estrela deixa de ser visível (é escura) tornando-se numa anã preta, isto é, um diamante (carbono cristalizado) perdido na Galáxia.

Percurso no diagrama HR para uma estrela tipo o nosso Sol.

SAND-RIO

Anúncios

Comente

Required fields are marked *

*
*

%d blogueiros gostam disto: