“Aqui no Nordeste tá tão quente que me fez Filosofar: ‘Reclamamos tanto do Sol que esquecemos sua importância e de sua história’. Vou falar um pouco desta estrela que nos contagia todos os dias com seus raios de luz. E explicar o nascimento e Evolução das Estrelas”. (Prof. Hugo Leonardo)
Apesar de grandes
desenvolvimentos que ocorrem neste campo, nas últimas décadas, ainda pouco se
conhece de forma conclusiva sobre a evolução estelar. Isto decorre das
dificuldades de se conhecer detalhadamente as regiões centrais das estrelas,
onde se dão os principais processos que determinam sua evolução, bem como
também a outras dificuldades de caráter teórico. Outro fato associado é a
impossibilidade de se acompanhar observacionalmente a maior parte da evolução
de uma estrela, pois elas evoluem lentamente, só mudando significativamente
suas características, em geral, no decorrer de milhares ou milhões e bilhões de
anos. Entretanto, apesar disto, o quadro atual é razoavelmente satisfatório,
sendo possível construir modelos que permitem algumas previsões sobre o
comportamento futuro das estrelas, ou de como eram suas características no
passado.
Considera-se atualmente que
as estrelas se formam a partir de nuvens de gás e poeira interestelar,
existentes dentro das galáxias. Estas nuvens (nebulosas) possuem densidades variáveis em várias de suas regiões,
podendo estas atraem gravitacionalmente para si gases e partículas de poeira
que existam à sua volta. Estes glóbulos (Nuvem
interstelar quase esférica, compacta, cuja massa é de 20 massas solares, e cujo
raio tem cerca de um ano-luz) de matéria que assim se formam atraem cada
vez mais matéria, tornando-se mais densos. Parte da energia térmica associada à
movimentação rápida das moléculas gasosas é emitida principalmente na região do
infravermelho, fazendo com que a contração gravitacional do glóbulo se torne
mais facilitada, aumentando sua temperatura central.
(Evolução da Estrela)
Supondo um glóbulo com massa
semelhante à do sol e de tamanho cerca de três vezes as dimensões do Sistema
Solar, após cerca de 10 milhões de anos, depois de uma contração significativa,
a temperatura no interior da já então protoestrela chega a cerca de 12 milhões
de graus, suficiente para que comecem a ocorrer, em seu interior, reações
termonucleares transformando núcleos de Hidrogênio em núcleos de Hélio, com
intensa liberação de energia radiante. À medida que isso acontece, a
temperatura aumenta no interior da massa gasosa, fazendo com que a pressão do
gás seja suficiente para frear a contração gravitacional. Um estado de
equilíbrio é então atingido, originando uma nova estrela. O processo descrito
se processa num intervalo de tempo que depende da massa da nuvem gasosa que
inicialmente deu origem à estrela.
Quanto maior a massa, mais rápido é o processo. Com o movimento de
rotação associado, que deveria existir no glóbulo inicial, a contração dará
origem a um disco de matéria em rotação. Deste disco, através de condensações
de outros pequenos glóbulos, poderão eventualmente formar-se planetas girando
em torno da estrela.
(SOL)
Trabalhos realizados pelo
físico brasileiro Mário Schemberg, juntamente com o físico S. Chandrasekar, em
1942, mostram que quando aproximadamente 15% da massa inicial de Hidrogênio se
transforma em Hélio o equilíbrio não se mantém, havendo alterações
significativas nas características da estrela. À medida que isso ocorre a
estrela modifica sua posição na Sequência Principal do Diagrama H-R, em
intervalos da ordem de milhões de anos, dependendo de sua massa.
(Diagrama H-R)
À medida que se processam as
reações termonucleares que transformam Hidrogênio em Hélio, a temperatura vai
aumentando gradativamente, aumentando também a taxa de conversão. Com o
decorrer do tempo, o núcleo da estrela vai ficando mais denso e começa a se
contrair, aumentando ainda mais a temperatura e provocando a expansão das
camadas exteriores da estrelam, constituídas fundamentalmente por Hidrogênio. Com
a expansão desses gases a temperatura superficial da estrela diminui, enquanto
que no seu interior o aumento de temperatura provoca a transformação de Hélio
em elemento químicos mais pesados, em reações ainda mais energéticos.
Fonte: FARIA, Romildo Póvoa (org.). Fundamentos de Astronomia. 3ª ed. Campinas, SP: papirus, 1987.
Site: Acesso em 21/01/2013: http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/escola.htm#a
