Evolução das Estrelas e a Formação dos Elementos Químicos

Na matéria da semana passada (De onde vieram os elementos químicos que compõem nossos corpos e tudo o que há no Universo?), falamos sobre a formação de alguns elementos químicos a partir da nucleossíntese primordial, nos primeiros vinte minutos do Universo. Complementamos o assunto falando um pouco sobre os elementos químicos formados na nucleossíntese estelar quiescente, enfatizando estrelas do tipo do nosso Sol. Na matéria de hoje, vamos detalhar a formação de elementos ainda mais pesados, contando um pouco da história resumida da evolução das estrelas que os formam.

Uma estrela nasce a partir de uma nuvem de gás e poeira do meio interestelar (meio entre as estrelas). A Figura 1 mostra de forma resumida as diferentes fases, desde uma nuvem interestelar até a fase final de evolução de uma estrela. Essa nuvem passa pela fase de contração gravitacional, e uma estrela vai nascer quando o núcleo do objeto atinge temperatura suficiente para transformar hidrogênio (H) em hélio (He) a partir das reações nucleares que já foram mostradas no post anterior. Mais de uma estrela pode ser formada, dependendo da massa da nuvem inicial. Quando o objeto atinge o equilíbrio hidrostático, dizemos que ele é uma estrela da Sequencia Principal (SP). Se o objeto tem massa inicial menor do que 8% da massa do Sol, não chegará a queimar H em He e não se tornará uma estrela. Esse objeto recebe o nome de anã marrom.

As estrelas na SP estão transformando H em He de forma quiescente, em equilíbrio hidrostático. Toda estrela, independente de sua massa inicial, passará por essas fases iniciais. As diferenças que irão aparecer no caminho evolutivo de cada estrela começam quando o hidrogênio nuclear acaba e o núcleo está rico em He.

Já falamos no último post o que ocorre com estrelas de massas menores ou iguais ao nosso Sol. Tais estrelas irão terminar suas vidas como anãs brancas com núcleo de He ou carbono (C). Figura 2 mostra de forma esquemática a estrutura de uma estrela do tipo Sol na fase em que seu núcleo está enriquecido de C.

Uma estrela do tipo Sol terminará sua vida como uma anã branca e resfriará até se tornar uma anã negra, caso esteja em um sistema isolado. Se esta anã branca tem uma estrela companheira e absorve massa da companheira, pode explodir como uma supernova do tipo I, dependendo da sua massa final após a interação (Figura 3).

Se quisermos entender a formação de elementos mais pesados do que o C, devemos olhar para estrelas mais massivas do que o nosso Sol. Uma estrela com massa inicial maior do que aproximadamente 8 vezes o nosso Sol irá evoluir para supergigante azul, formando elementos cada vez mais pesados em seu núcleo. Algumas reações estão representadas na Figura 4, onde diferentes núcleos atômicos podem ser formados através de capturas sucessivas de partículas alfas (núcleos de He) ou por combinações entre dois átomos de C ou dois átomos de oxigênio (O).

A fusão nuclear acontece até que o núcleo da estrela esteja rico em ferro (Fe). Assim como aconteceu nas reações da nucleossíntese primordial, as reações até a formação do ferro são exotérmica (liberam energia). Para formação de elementos mais pesados do que o Fe, as reações serão endotérmicas, ou seja, a absorção de energia será necessária. O resultado final é uma estrela com estrutura de casca de cebola, como representada na Figura 5.

Quando o núcleo de Fe de uma estrela de alta massa alcança de 1,2 a 2 massas solares, ele colapsa, já que as reações no núcleo cessam e a gravidade ganha da pressão. O núcleo contrai e aquece. As camadas acima caem na direção do núcleo. O resultado é catastrófico e uma explosão acontece. Nesta fase, conhecida como supernova, há energia cedida suficiente para que novos elementos químicos sejam criados e elementos mais pesados do que o Fe sejam produzidos. Para estrelas com massa até aproximadamente 25 massas solares, o resultado final após a explosão da supernova e ejeção das camadas externas que se encontravam ao redor do núcleo é uma estrela de nêutrons.

Figura 6 mostra a remanescente de supernova conhecida como Nebulosa do Caranguejo, em torno da estrela que sobreviveu. Podemos “escutar” o coração desta estrela de nêutrons “bater” a partir da detecção dos pulsos que ela emite (com uma potência de 75.000 sóis). Este tipo de objeto é também conhecido como pulsar.

Se a estrela é ainda mais massiva, com massa 25 vezes maior do que a massa do nosso Sol, após a explosão da supernova, um buraco negro será produzido.