Mažos masės žvaigždės: Raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai

Estrelas de baixa massa: Gigantes vermelhos e anãs brancas

O caminho evolutivo seguido pelas estrelas do tipo Solar após o esgotamento do hidrogénio no núcleo, terminando como anãs brancas compactas

Quando uma estrela do tipo Solar ou outra estrela de baixa massa (aproximadamente ≤8 M⊙) termina a sua vida na sequência principal, não explode como supernova. Em vez disso, segue um caminho mais suave, mas ainda dramático: expande-se para um gigante vermelho, acende o hélio no seu núcleo e finalmente expulsa as camadas externas, deixando para trás uma compacta anã branca. Este processo determina o destino da maioria das estrelas no universo, incluindo o nosso Sol. A seguir, examinaremos cada fase da evolução de uma estrela de baixa massa após a sequência principal, revelando como estas mudanças reestruturam a estrutura interna, a radiação e o destino final da estrela.

1. Visão geral da evolução de estrelas de baixa massa

1.1 Limites de massa e tempos de vida

Estrelas consideradas de "massa baixa" geralmente variam entre cerca de 0,5 a 8 massas solares, embora os limites exatos dependam dos detalhes da ignição do hélio e da massa final do núcleo. Dentro desta faixa de massa:

  • Supernova por colapso do núcleo é muito improvável; estas estrelas não são suficientemente massivas para formar um núcleo de ferro que depois colapsaria.
  • Resíduos de anãs brancas são o resultado final.
  • Vida longa na sequência principal: Estrelas de massa inferior, próximas de 0,5 M⊙, podem passar dezenas de mil milhões de anos na sequência principal, enquanto uma estrela de 1 M⊙, como o Sol, dura cerca de 10 mil milhões de anos [1].

1.2 Evolução após a sequência principal em resumo

Após o esgotamento do hidrogénio no núcleo, a estrela passa por várias fases importantes:

  1. Queima de hidrogénio na camada envolvente: O núcleo de hélio contrai-se, e a camada de queima de hidrogénio expande as camadas externas para formar um gigante vermelho.
  2. Ignição do hélio: Quando a temperatura do núcleo sobe suficientemente (~108 K), inicia-se a síntese de hélio, por vezes de forma explosiva – o chamado "flash de hélio".
  3. Ramo assintótico dos gigantes (AGB): Estágios posteriores de queima, incluindo a queima de hélio e hidrogénio em camadas acima do núcleo de carbono-oxigénio.
  4. Expulsão da nebulosa planetária: As camadas externas da estrela são suavemente expulsas, formando uma bela nebulosa, deixando o núcleo como uma anã branca [2].

2. Fase do gigante vermelho

2.1 Saída da sequência principal

Quando uma estrela do tipo Solar esgota o seu hidrogénio no núcleo, a síntese passa para a camada envolvente. Como no núcleo inerte de hélio não ocorre síntese, este contrai-se devido à gravidade, aumentando a temperatura. Entretanto, a camada externa da estrela expande-se significativamente, fazendo com que a estrela se torne:

  • Maior e mais luminosa: o raio pode aumentar dezenas ou centenas de vezes.
  • Com superfície fria: a temperatura da camada expandida diminui, conferindo à estrela uma tonalidade vermelha.

Assim, a estrela torna-se um gigante vermelho no ramo das gigantes vermelhas (RGB) do diagrama H–R [3].

2.2 Combustão de hidrogénio na casca

Nesta fase:

  1. Contração do núcleo de hélio: O núcleo de cinzas de hélio contrai-se e a temperatura sobe até ~108 K.
  2. Combustão da casca: O hidrogénio numa camada fina perto do núcleo queima intensamente, frequentemente causando radiação intensa.
  3. Expansão da camada externa: A energia adicional obtida da combustão da camada expande as camadas externas, fazendo a estrela subir no ramo das gigantes vermelhas.

A estrela pode passar centenas de milhões de anos no ramo das gigantes vermelhas, formando gradualmente um núcleo degenerado de hélio.

2.3 Flash de hélio (para estrelas ~2 M⊙ ou menores)

Em estrelas com massa ≤2 M⊙, o núcleo de hélio torna-se degenerado eletronicamente – isto significa que a pressão quântica dos eletrões resiste a uma compressão adicional. Quando a temperatura atinge um limite crítico (~108 K), a síntese de hélio inflama-se explosivamente no núcleo – este é o flash de hélio, libertando um surto de energia. Este flash remove a degenerescência e reorganiza a estrutura da estrela sem a expulsão catastrófica da camada externa. Estrelas de maior massa inflamam o hélio de forma mais suave, sem flash [4].

3. Ramo horizontal e combustão de hélio

3.1 Síntese de hélio no núcleo

Após a ignição do flash de hélio ou de uma ignição suave, forma-se um núcleo estável de combustão de hélio, onde ocorre a síntese de 4He → 12C, 16O, principalmente através do processo triplo-alfa. A estrela adapta-se a um novo estado estável no ramo horizontal (em diagramas H–R de grupos estelares) ou no red clump em casos de massa ligeiramente inferior [5].

3.2 Duração da combustão de hélio

O núcleo de hélio é menor e ocorre a uma temperatura mais elevada do que o período de combustão de hidrogénio, mas a síntese de hélio é menos eficiente. Por isso, esta fase geralmente dura cerca de 10–15% do tempo de vida da sequência principal da estrela. Com o tempo, forma-se um núcleo inerte de carbono-oxigénio (C–O), que eventualmente impede o início da síntese de elementos mais pesados em estrelas de baixa massa.

3.3 Inflamação da camada de combustão de hélio

À medida que as reservas centrais de hélio se esgotam, a camada de combustão de hélio inflama-se atrás do núcleo já formado de carbono-oxigénio, empurrando a estrela em direção ao ramo assintótico das gigantes (AGB), conhecido pelas suas superfícies brilhantes e frias, pulsações fortes e perda de massa.

4. Ramo das gigantes assintóticas e rejeição da camada externa

4.1 Evolução AGB

Na fase AGB, a estrutura da estrela caracteriza-se por:

  • Com núcleo C–O: Núcleo inerte e degenerado.
  • Com camadas de queima de hélio e hidrogénio: Camadas de queima que causam comportamento pulsante.
  • Com uma camada externa enorme: As camadas externas da estrela expandem-se até raios gigantescos, com gravidade superficial relativamente baixa.

Pulsos térmicos na camada de hélio podem causar processos dinâmicos de expansão, resultando numa perda significativa de massa através de ventos estelares. Esta erupção enriquece frequentemente o meio interestelar com carbono, azoto e elementos do processo-s, formados durante as descargas da camada [6].

4.2 Formação da nebulosa planetária

Finalmente, a estrela não consegue reter as suas camadas externas. O vento final ou a perda de massa impulsionada por pulsações revela o núcleo quente. A camada externa expelida brilha em radiação UV, emitida pelo núcleo quente da estrela, formando uma nebulosa planetária – frequentemente uma concha complexa de gás ionizado. A estrela central torna-se essencialmente um proto-anão branco, brilhando intensamente em UV durante dezenas de milhares de anos, enquanto a nebulosa continua a expandir-se.

5. Resíduo do anão branco

5.1 Composição e estrutura

Quando a camada externa expelida se dissipa, o núcleo degenerado remanescente aparece como um anão branco (BN). Normalmente:

  • Anão branco de carbono–oxigénio: A massa final do núcleo da estrela é ≤1,1 M⊙.
  • Anão branco de hélio: Se a estrela perdeu a sua camada externa precocemente ou esteve em interação binária.
  • Anão branco de oxigénio–neão: Em estrelas ligeiramente mais massivas, próximas do limite superior de massa necessário para a formação de BN.

A pressão de degenerescência eletrónica suporta o BN contra o colapso, definindo raios típicos aproximadamente do mesmo tamanho da Terra, com densidades a partir de 106 até 109 g cm−3.

5.2 Arrefecimento e tempos de vida do BN

O anão branco irradia a energia térmica remanescente durante milhares de milhões de anos, gradualmente arrefecendo e enfraquecendo:

  • Brilho inicial é médio, irradiando principalmente na banda óptica ou UV.
  • Ao longo de dezenas de milhares de milhões de anos, ele desvanece até se tornar um “anão negro” (hipotético, pois o universo não é velho o suficiente para que um BN arrefeça completamente).

Além da fusão nuclear, a radiação do BN diminui à medida que o calor armazenado é libertado. Observando as sequências dos BN em aglomerados estelares, os astrónomos calibram as idades dos aglomerados, pois os BN mais antigos arrefecem mais [7,8].

5.3 Interações binárias e nova / supernova do tipo Ia

Em sistemas binários próximos, o anão branco pode acrescer matéria da estrela companheira. Isto pode causar:

  • Nova clássica: Corrida termonuclear na superfície do BN.
  • Supernova do tipo Ia: Se a massa do BN se aproxima do limite de Chandrasekhar (~1,4 M⊙), a detonação do carbono pode destruir completamente o BN, criando elementos mais pesados e libertando enorme energia.

Por isso, a fase BN pode ter consequências dramáticas adicionais em sistemas múltiplos, mas isoladamente apenas arrefece indefinidamente.

6. Evidências observacionais

6.1 Diagramas cor-amplitude de aglomerados estelares

Dados de aglomerados estelares abertos e globulares mostram distintas “ramo dos gigantes vermelhos,” “ramo horizontal,” e “sequência de arrefecimento dos anões brancos,” refletindo a evolução de estrelas de baixa massa. Medindo a idade de torção da sequência principal e a distribuição da radiação dos BN, os astrónomos confirmam os tempos de vida teóricos destas fases.

6.2 Inquéritos de nebulosas planetárias

Inquéritos visuais (por exemplo, com o telescópio Hubble ou telescópios terrestres) revelam milhares de nebulosas planetárias, cada uma com uma estrela central quente que rapidamente se transforma num anão branco. A sua diversidade morfológica – desde formas anelares a bipolares – mostra como a assimetria do vento, rotação ou campos magnéticos podem moldar as estruturas gasosas expelidas [9].

6.3 Distribuição de massa dos anões brancos

Grandes estudos espectroscópicos mostram que a maioria dos BN concentra-se em torno de 0,6 M⊙, o que corresponde às previsões teóricas para estrelas de massa média. A raridade dos BN perto do limite de Chandrasekhar também corresponde aos limites de massa das estrelas que os formam. Linhas espectrais detalhadas dos BN (por exemplo, dos tipos DA ou DB) fornecem informações sobre a composição do núcleo e a idade de arrefecimento.

7. Conclusões e investigações futuras

Estrelas de baixa massa, como o Sol, seguem um caminho bem compreendido após o esgotamento do hidrogénio:

  1. Ramo dos gigantes vermelhos: O núcleo contrai-se, a camada externa expande-se, a estrela torna-se vermelha e mais luminosa.
  2. Queima de hélio (ramo horizontal / aglomerado vermelho): O núcleo inflama o hélio, e a estrela atinge um novo equilíbrio.
  3. Rama dos gigantes assintóticos: Ciclo duplo de atividade de queima em camadas em torno do núcleo degenerado de C–O, terminando com forte perda de massa e ejeção da nebulosa planetária.
  4. Anã branca: O núcleo degenerado permanece como um remanescente estelar compacto, que arrefece e desvanece ao longo dos tempos.

Trabalho contínuo melhora os modelos de perda de massa na AGB, as características dos relâmpagos de hélio em estrelas de baixa metalicidade e a estrutura complexa das nebulosas planetárias. Observações de levantamentos multibanda, asterossismologia e dados de paralaxe aprimorados (por exemplo, da Gaia) ajudam a confirmar os tempos de vida teóricos e os processos internos. Entretanto, estudos de sistemas binários próximos revelam as causas das novas e supernovas do tipo Ia, destacando que nem todas as anãs brancas arrefecem silenciosamente – algumas enfrentam explosões.

Basicamente, gigantes vermelhos e anãs brancas descrevem os capítulos finais da maioria das estrelas, mostrando que o esgotamento do hidrogénio não é o fim da estrela, mas uma viragem dramática para a queima de hélio e, finalmente, o arrefecimento suave do núcleo degenerado. Como o nosso Sol se aproxima deste caminho ao longo de vários mil milhões de anos, isto lembra que estes processos moldam não só estrelas individuais, mas também sistemas planetários inteiros e a evolução química mais ampla das galáxias.

Šaltiniai ir tolesni skaitymai

  1. Eddington, A. S. (1926). Estrutura interna das estrelas. Cambridge University Press.
  2. Iben, I. (1974). “Evolução estelar na sequência principal e além.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). “Envelopes circumestelares e perda de massa em gigantes vermelhos.” Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). “Relâmpago de hélio nas estrelas gigantes vermelhas.” Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). “Mistura de hélio na evolução dos gigantes vermelhos.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). “Evolução da rama dos gigantes assintóticos.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). “Anãs brancas: pesquisas no novo milénio.” Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). “Um olhar para o interior das estrelas: astrofísica das anãs brancas.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). “Formas e formação das nebulosas planetárias.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.
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