Segredos de uma estrela no fim da vida

Espiral estranha descoberta pelo ALMA em torno da estrela gigante vermelha R Sculptoris, na constelação do Escultor, hemisfério sul. - Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Utilizandio o telescópio ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), astrónomos descobriram uma estrutura em espiral surpreendente no gás que rodeia a estrela gigante vermelha R Sculptoris.
Esta estrutura nunca tinha sido vista anteriormente e provavelmente foi criada por uma estrela companheira escondida, que orbita a estrela velha. Os astrónomos ficaram igualmente surpreendidos ao descobrir que a gigante vermelha ejectou muito mais material do que o esperado.
Os novos dados ALMA revelam a concha que circunda a estrela, na forma do anel circular exterior, e também a estrutura em espiral do material interior.

Estrelas anãs brancas apanhadas a "comer" planetas rochosos, algo que também pode acontecer no sistema solar no futuro

Ilustração de uma estrela anfitriã que está a terminar o combustível do seu núcleo, dilata e a sua superfície torna-se mais fria. A estrela também perde massa, o que faz com que os planetas se movam mais para fora. A perturbação das órbitas pode levar a colisões que geram grandes quantidades de detritos rochosos - Crédito: “© Mark A. Garlick / space-art.co.uk / University of Warwick”

Uma equipa de astrofísicos da Universidade de Warwick, no Reino Unido, descobriu quatro estrelas anãs brancas, rodeadas de poeira que os cientistas dizem ser os restos de planetas semelhantes à Terra e que foram destruídos pelas estrelas, um evento cósmico destrutivo que também poderá acontecer um dia no nosso Sistema Solar.

Missão Kepler capta, pela primeira vez, a "música" das estrelas

O Telescópio Espacial Kepler conseguiu captar, com precisão, as oscilações ou vibrações de uma população de 500 estrelas da Via Láctea semelhantes ao Sol.
Antes do lançamento de Kepler, em 2009, só eram conhecidas em detalhe 25 estrelas de tipo solar na galáxia. Os novos dados do telescópio publicados na revista Science, vão ajudar a conhecer melhor os processos de formação e evolução das estrelas, comprovando ou refutando algumas das teorias existentes na comunidade científica.
Kepler captou as minúsculas alterações no brilho das estrelas, que são a manifestação de oscilações ou vibrações produzidas por ondas sonoras ou ondas acústicas presas no seu interior.

Nesta composición observa-se uma destas estrelas com un planeta orbitando à volta dela. A estrela oscila devido a ondas acústicas ressonantes. As linhas vermelhas representam as oscilacões que percorrem o interior da estrela. Na representação podem ver-se os caminhos percorridos pelas ondas entre a superfície e um ponto do seu interior. Há ondas que chegam até ao núcleo da estrela e outras que ficam retidas mais perto da superfície (reprodução)

A equipa internacional de astrosismólogos que trabalha com Kepler, no estudo liderado pela Universidade de Birmingham (Reino Unido), onde participa o Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC), mediu pela primeira vez as oscilações (vibrações ou som) de 500 estrelas semelhantes ao Sol. As estrelas vibram ou oscilam como instrumentos musicais, em função do seu tamanho, estrutura, composição química, estado evolutivo, etc. Isto significa que têm um "som" determinado, isto é, um espectro de vibração que as caracteriza. A Astrossismologia estuda estes sons das estrelas.

A detecção e caracterização dos espectros de oscilação de 500 estrelas, permite determinar as suas massas, raios e propriedades internas, o que pode dar uma imagem muito mais clara do passado e do futuro do nosso Sol e da nossa galáxia.
Agora já é possível seguir uma estrela do tamanho do Sol em diferentes momentos evolutivos, o que equivale a poder observar o Sol ao longo dos seus milhões de anos de vida.
Até agora, a distribuição de estrelas e planetas na Via Láctea deriva de modelos informáticos, que não são muito precisos por falta de dados. Com as novas ferramentas já se notou que a distribuição de raios das estrelas encaixa com os modelos clássicos, mas a distribuição de massas estelares não, e a massa é determinante para a evolução de uma estrela.
 As metáforas musicais ajudam a entender o objecto de estudo da Astrossismologia. O espectro de vibração de um violino é diferente do de um saxofone ou outro instrumento qualquer. Escutando a música distingue-se o instrumento, passando-se o mesmo com os diferentes sons (espectros de vibração) das estrelas que as identificam.
A BBC tem um vídeo sobre a estrutura das estrelas revelada pela "música" que elas emitem. Clicando na imagem pode ouvir-se alguns desses sons estelares (vibrações).

A estrutura das estrelas revelada pela "música" que emitem

A Heliossismologia estuda o interior do Sol através do estudo do seu espectro de vibração. Este estudo é feito a partir da Terra, dada a sua proximidade. No entanto, os satélites permitem uma análise muito mais precisa devido à ausência da interferência da atmosfera terrestre.
As novas observações do Telescópio Espacial Kepler permitem alargar os estudos sismológicos a outras estrelas distintas do Sol (Astrossismologia). A missão Kepler, lançada em Março de 2009 com o objectivo de encontrar planetas semelhantes à Terra, está monitorando o brilho de mais de 150.000 estrelas da Via Láctea. Os seus resultados são usados para procurar exoplanetas e também para conhecer com mais rigor as estrelas.
Fonte: Instituto de Astrofísica de Canárias via El Mundo.es

Evolução estelar: estrelas e supernovas, fábricas de elementos químicos

As supernovas resultam das explosões de estrelas massivas ou supermassivas, produzindo objetos extremamente brilhantes, mas com o passar do tempo, a sua temperatura e brilho diminuem podendo tornar-se invisíveis. A explosão de uma supernova pode expulsar para o espaço até 90% da matéria de uma estrela. Este material das supernovas deverá colidir com outros restos estelares, talvez para formar novas estrelas, planetas ou luas, ou para servir com material suporte para uma vasta variedade de formas de vida.

Supernova de Kepler ou SN 1604, a supernova observada em 1604. Kepler não foi o seu primeiro observador, mas quem publicou os principais estudos sobre ela. A explosão ocorreu há 20.000 anos atrás, e a sua luz chegou à Terra em 1604. Observa-se uma nuvem de gás e poeira que possui 14 anos-luz de diâmetro e se expande a 2.000 Km por segundo - Fonte: wikipédia

A ciência moderna não tem uma resposta clara sobre o real mecanismo da explosão da supernova e o que resta da estrela original. Pensa-se que o núcleo remanescente poderá formar uma estrela de neutrões ou um buraco negro.
Numa estrela gigante vermelha (ver formação de uma gigante vermelha) resultante de uma estrela massiva ou supermassiva, depois das camadas externas crescerem mais do que cinco massas solares, ela transforma-se em supergigante vermelha. O núcleo começa a perder para a gravidade e a encolher. Quanto mais ele encolhe, mais se torna quente e denso e começa a verificar-se uma nova série de reações nucleares. Essas reações fundem progressivamente elementos mais pesados, adiando temporariamente o colapso do núcleo.

 Nebulosa do Caranguejo é um remanescente de supernova e uma nebulosa de vento de pulsar na constelação do Touro. É a mais forte fonte de radiação eletromagnética persistente no céu e no seu centro está o Pulsar do Caranguejo (estrela de neutrões). A nebulosa foi o primeiro objeto astronómico identificado com uma explosão histórica de supernova - Fonte: wikipédia

Eventualmente, a estrela prossegue para a formação de elementos mais pesados na tabela periódica, até à fusão do silício para o ferro. Até então, a estrela tinha sido mantida pela energia libertada pelas reações de fusão de elementos mais leves, mas o ferro não pode fornecer energia através da fusão, pelo contrário, a fusão do ferro absorve energia. Deste modo não há mais fluxo de energia para se contrapor à enorme força da gravidade, e o interior da estrela colapsa quase instantaneamente, causando uma tremenda explosão de supernova.

Pulsar do Caranguejo, uma estrela de neutrões com 28 a 30 Km de diâmetro, que emite pulsos de radiação que variam desde raios gama a ondas de rádio no espectro eletromagnético, com uma taxa de rotação de 30,2 vezes por segundo - Fonte: wikipédia

Na supernova dá-se a libertação de jactos de neutrinos e muito do material acumulado da estrela, elementos mais leves ou iguais ao ferro, é ejectado para o espaço. Alguma parte desta massa ejetada é bombardeada por neutrinos, criando os materiais mais pesados que o ferro, incluindo elementos radioativos, além do urânio. Sem as supernovas, elementos mais pesados que o ferro não poderiam existir.
Através da fusão nuclear, as estrelas são responsáveis pela formação de todos os elementos que ocorrem naturalmente mais pesados que o hidrogénio e o hélio e até ao ferro. As supernovas criam os elementos mais pesados que o ferro. Este vídeo, em inglês, resume a participação das estrelas e supernovas na formação dos elementos da tabela periódica. O mesmo vídeo, com legendas em português, encontra-se aqui.

Fonte: Wikipédia/NASA/ESA/ESO/Hubble

Evolução estelar: formação de anãs brancas

Uma estrela anã branca resulta do processo evolutivo de estrelas de tamanho médio, é o que resta de uma estrela que completou o seu ciclo de vida normal e cessou sua fusão nuclear, porque a sua massa não chega para que a temperatura no núcleo seja suficientemente alta para que possa fundir carbono em reações nucleares. Depois de transformadas em gigantes vermelhas, durante a fase de queima nuclear de Hélio/Hidrogénio, elas ejetarão a sua camada externa, formando uma nebulosa planetária e deixando para trás um núcleo composto praticamente de carbono e oxigénio, a anã branca.

Nebulosa planetária NGC 3132. No centro, pode ver-se uma anã branca - Fonte: wikipédia

As estrelas apresentam tamanhos e cores variadas, onde o brilho e a cor dependem da temperatura superficial, a qual depende por sua vez da massa.
As estrelas anãs vermelhas ( sistema Gliese 581), menores e frias, queimam o hidrogénio vagarosamente e podem durar centenas de bilhões de anos, enquanto que as supergigantes massivas e quentes, queimam o hidrogénio rapidamente, terminando em alguns milhares de anos. Uma estrela de tamanho médio como o Sol, tem um tempo de vida de cerca de 10 bilhões de anos. O Sol possui a metade desta idade.

Na Nebulosa de Orion, as estrelas anãs vermelhas libertam mais energia do que se pensava - Crédito: ESO and Igor Chekalin 

Depois de vários bilhões de anos, dependendo de sua massa inicial, o suprimento de hidrogénio acaba e a fusão nuclear na estrela cessa.
Sem a pressão interna gerada por esta reação, para se contrapor à força da gravidade, as camadas externas da estrela começam a contrair-se em direção ao núcleo. A temperatura e a pressão crescem como na formação da proto-estrela, mas agora para níveis muito mais altos, suficientes para começar a fusão do hélio.
O núcleo muito quente causa a expansão das camadas mais exteriores, levando a aumentar enormemente o tamanho da estrela, que se torna muito maior do que era. Torna-se, então, numa gigante vermelha. A queima do hélio dura alguns milhões de anos. A maior parte de todas as gigantes vermelhas são estrelas variáveis.

Uma gigante vermelha (Antares) comparada com o Sol e outras estrelas - Fonte: wikipédia

O que acontece depois depende, uma vez mais, da massa estelar. Uma estrela menor de que 0,5 massas solares nunca será capaz de iniciar a fusão do hélio, mesmo depois do núcleo terminar a fusão do hidrogénio, pois ela não tem a massa necessária para produzir pressão suficiente no núcleo. Estas são as anãs vermelhas, tais como Proxima Centauri, que viverá por centenas de bilhões de anos, continuando a irradiar na parte do infravermelho e micro-ondas do espectro eletromagnético.
Uma estrela de tamanho médio (até 10 massas solares) na sua fase de gigante vermelha, as camadas externas continuam a expandir, o núcleo contrai, e o hélio começa a fundir-se formando carbono. A fusão gera energia, fornecendo à estrela um crescimento temporário. Nma estrela do tamanho do Sol, este processo pode levar aproximadamente um bilhão de anos.
As reações de queima do hélio são extremamente sensíveis à variação de temperatura, o que causa grande instabilidade. Ocorrem grandes pulsações, o que eventualmente cede às camadas externas da estrela bastante energia cinética, sendo esta ejetada como uma nebulosa planetária. No centro da nebulosa permanece o núcleo da estrela, que arrefece para se tornar numa pequena mas densa anã branca, com cerca de 0,6 massas solares normalmente, mas com um volume semelhante ao da Terra.

Ilustração artística de Sírius A (maior e a estrela mais brilhante do céu - constelação Canis Majoris) e de Sírius B (menor). Sírius B foi a primeira anã branca descoberta - Fonte: wikipédia

As anãs brancas são estáveis e sem combustível para queimar, o seu calor da radiação estelar mantém-nas aquecidas por muitos milhões de anos. No fim, tudo o que pode restar é uma massa escura e fria, algumas vezes chamadas como anãs negras. Contudo, o universo não é velho o suficiente para que qualquer estrela anã negra possa existir.

Nova Cygni 1992 foi a mais brilhante nova na história recente - Crédito: NASA, ESA, HST, F. Paresce, R. Jedrzejewski (STScI)

Se as anãs brancas crescem acima de 1,4 massas solares, dá-se o colapso da estrela. Isto transforma a anã branca numa supernova Ia. Estas supernovas podem ser muito mais poderosas que as supernovas tipo II, as supernovas que marcam o fim de uma estrela massiva. Por consequência, não pode existir uma anã branca mais massiva que 1,4 massas solares.
Se uma anã branca forma um sistema binário fechado com outra estrela, o hidrogénio da companheira maior pode migrar para dentro da anã branca, aumentando a sua massa, até que ela aquece o suficiente para estabelecer uma reação de fusão, levando a uma explosão denominada como nova.
Fonte: Wikipédia/NASA/ESA/ESO/Hubble

Evolução estelar: formação de estrelas

Na impossibilidade de observar o ciclo de vida de uma simples estrela, em Astrofísica tenta-se entender como as estrelas evoluem pela observação de numerosas estrelas, cada uma num diferente ponto do ciclo de vida (evolução estelar em Andrómeda), e simulando a estrutura estelar com modelos de computadores.

Nestas imagens de Andrómeda podemos observar as fases do ciclo de vida estelar. A imagem infravermelha de Herschel mostra nuvens de poeira e gás frio no interior das quais se podem formar estrelas. A imagem óptica mostra estrelas já formadas, luminosas e cintilantes vistas da Terra. Quando observada pelo Observatório XMM-Newton, a imagem em raios X de Andrómeda mostra o violento fim da evolução estelar - Crédito: ESA

A evolução estelar começa com uma nuvem molecular gigante (NMG), também conhecida como um berçário estelar. Para que se forme uma estrela é necessário que se verifique um colapso gravitacional dentro da nuvem, o que pode ser provocado, por exemplo, pela explosão de uma supernova nas proximidades, que envia um choque de matéria dentro da nuvem a velocidades muito altas.
 

As nebulosas são nuvens de poeira, hidrogênio e plasma. São regiões de formação estelar, como a Nebulosa da Águia. Esta nebulosa forma uma das mais belas e famosas fotos, "Os Pilares da Criação" - Crédito: NASA, ESA, STScI, J. Hester and P. Scowen (Arizona State University)

Finalmente, uma colisão galáctica pode iniciar uma explosão de formação estelar quando as nuvens de gás em cada galáxia são comprimidas e agitadas pela colisão (interacção entre as galáxias M 81 e M 82).

Messier 81(vista em infravermelho pelo Apitzer) é uma galáxia espiral com braços bem pronunciados. Nos braços notam-se áreas de compressão de gás e poeira interestelar, lado a lado com áreas de grande formação de estrelas. Isto deve-se à interação gravitacional próxima com sua galáxia parceira, Messier 82, tornando os braços mais proeminentes do que acontece normalmente em galáxias espirais isoladas - Crédito: wikipédia

Uma nuvem molecular colapsada fragmenta-se durante o evento, quebrando-se em pedaços cada vez menores. Fragmentos com massas menores que 50 massas solares são capazes de formar estrelas. Nestes fragmentos, o gás é aquecido por este colapso devido à energia potencial gravitacional, e estas nuvens podem formar uma proto-estrela. Este estágio inicial da existência é sempre oculto profundamente numa densa nuvem de gás e poeira.

Nebulosa Tromba de Elefante obtida pelo Telescópio Espacial Spitzer, combinando observações do fotómetro (imagem multibanda) e da câmara infravermelha. Dentro da nuvem podem ver-se proto-estrelas luminosas de cor avermelhada. As jovens estrelas formam-se nesta nuvem densa de gás devido à compressão dos ventos e radiação de uma estrela massiva próxima (situada à esquerda do campo de visão). Os ventos desta estrela também são responsáveis por esta espectacular aparência de dragão voador - Crédito: NASA/JPL-Caltech/W. Reach (SSC/Caltech)

As proto-estrelas muito pequenas nunca alcançam temperaturas suficientemente altas para começar a fusão nuclear, são chamadas de anãs castanhas.

A temperatura central nas proto-estrelas mais massivas, contudo, é suficientemente grande para que o hidrogénio começe a se fundir formando o hélio e a estrela começa a brilhar. O início da fusão nuclear estabelece um equilíbrio no qual a energia libertada pelo núcleo se opõe ao colapso gravitacional. A estrela então pode existir num estado estável.
Fonte: Wikipédia/NASA/ESA/HubbleCenter