Estrelas de baixa massa: Gigantes vermelhos e anãs brancas

Este artigo analisa a sequência evolutiva habitual das estrelas semelhantes ao Sol: a fase de gigante vermelha, a fusão do hélio no núcleo, uma segunda fase de gigante e o remanescente exposto. Muitas estrelas de massa baixa e intermédia evoluem segundo variantes desta sequência.

Estas categorias não significam o mesmo. Segundo a classificação evolutiva habitual, distinguem-se as estrelas em que o hélio se inflama num núcleo fortemente degenerado daquelas em que a sua combustão começa de forma mais gradual. O limite que as separa em termos de massa inicial é de cerca de duas massas solares e depende da composição e da mistura interna.[1], [2]

1. 01 · RAMO DAS GIGANTES VERMELHAS

   O hidrogénio arde numa camada

   No interior de um invólucro em expansão, cresce um núcleo rico em hélio.

2. 02 · COMBUSTÃO DO HÉLIO NO NÚCLEO

   Novo combustível no centro

   A fusão do hélio produz carbono e oxigénio, e a estrutura da estrela reorganiza-se.

3. 03 · RAMO ASSINTÓTICO DAS GIGANTES

   O núcleo está rodeado por camadas

   As camadas em combustão, a mistura, as pulsações e os ventos transformam a estrela e expulsam o seu invólucro.

4. 04 · EVOLUÇÃO DAS ANÃS BRANCAS

   A parte interna compacta mantém-se

   O remanescente exposto entra, com o tempo, numa longa fase de arrefecimento.

Perto do limite superior frequentemente referido, de cerca de oito massas solares, os destinos evolutivos tornam-se mais complexos. Algumas estrelas iniciam a combustão do carbono e passam à fase de super-AGB. Dependendo do crescimento do núcleo e da perda do invólucro, podem deixar para trás anãs brancas de oxigénio e néon ou colapsar devido à captura de eletrões. Não existe um único limite de massa aplicável a todas as composições químicas e histórias evolutivas.[3]

Quando o hidrogénio se esgota no centro da estrela, a fusão nuclear continua na camada de combustão do hidrogénio que o envolve. Esta camada acrescenta hélio ao núcleo. O núcleo cresce e contrai-se, enquanto o invólucro se expande, à medida que a pressão, o fluxo de energia e a distribuição da temperatura se reorganizam no interior da estrela.[2]

O invólucro convectivo exterior pode estender-se mais para o interior, até regiões anteriormente alteradas pela combustão do hidrogénio. Este primeiro processo de mistura altera a abundância dos elementos à superfície, deixando pistas no espectro da estrela sobre a matéria que outrora se encontrava em camadas mais profundas.[1]

Numa estrela do tipo solar, a compressão forma um núcleo de hélio sustentado sobretudo pela pressão dos eletrões degenerados. Esta pressão, determinada pela mecânica quântica, depende sobretudo da densidade e reage muito menos à temperatura do que a pressão habitual de um gás ideal.

Quando o hélio começa a arder, ao atingir uma temperatura de cerca de 100 milhões de K, o aquecimento não desencadeia inicialmente a habitual reação intensa de expansão e arrefecimento. A taxa de fusão nuclear pode aumentar rapidamente, provocando um clarão de hélio. A energia libertada expande e reorganiza o núcleo, reduzindo a sua degenerescência.[5], [6]

A combustão do hélio forma carbono e, mais tarde, oxigénio

À volta do núcleo, onde o hélio arde, mantém-se uma camada de combustão do hidrogénio. No núcleo de uma estrela semelhante ao Sol, a combustão estável do hélio dura cerca de 100 milhões de anos — um período muito mais curto do que os cerca de 10 mil milhões de anos que permanece na sequência principal. Segundo um cálculo da evolução solar, esta duração é de cerca de 130 milhões de anos; depende das características da estrela e dos pressupostos do modelo.[1], [7]

Ramo horizontal e aglomerado vermelho

Depois de o hélio começar a arder, uma estrela semelhante ao Sol torna-se menor e menos luminosa do que era no topo do ramo das gigantes vermelhas. Nos diagramas estelares, as estrelas com queima de hélio nos núcleos ocupam o ramo horizontal e o seu agrupamento de estrelas vermelhas frias, o enxame vermelho.

As suas cores e distribuição são fortemente influenciadas pela massa e composição do invólucro. O enxame vermelho é particularmente característico de populações estelares com uma proporção relativamente elevada de metais; não é simplesmente uma categoria de estrelas com uma massa inicial ligeiramente menor.[2], [5]

Quando as reservas de hélio no núcleo se esgotam, uma estrela normal semelhante ao Sol fica com um denso núcleo de carbono-oxigénio. A fusão termonuclear continua nas camadas circundantes, e a estrela expande-se e passa para o ramo assintótico das gigantes, geralmente designado pela sigla AGB.

As estrelas AGB também enriquecem as reservas de elementos formados através da captura lenta de neutrões. O nome deste processo é processo s. Uma parte considerável dos neutrões forma-se entre os impulsos térmicos, pelo que o enriquecimento químico não pode ser atribuído apenas aos próprios flashes.[1]

Como é que o invólucro se dissipa?

A estrela perde massa devido a um vento intenso. Segundo um dos principais modelos físicos, as ondas de choque associadas às pulsações elevam os gases até às camadas exteriores mais frias, onde se pode formar poeira. A radiação acelera então as partículas de poeira, que transferem quantidade de movimento para os gases.

Os detalhes do processo dependem da composição química, das pulsações, da formação de poeira e das propriedades da estrela. O invólucro perde-se gradualmente, à medida que o vento estelar varia; não é necessária uma única explosão final.[8]

Depois de perder a maior parte do invólucro, a estrela remanescente contrai-se e a sua superfície aquece. Se emitir radiação ultravioleta suficiente enquanto o gás circundante ainda for suficientemente denso, esse gás ioniza-se e brilha como uma nebulosa planetária. A combustão residual nas camadas pode continuar durante esta transição para a fase de anã branca.[9]

A designação histórica deve-se ao facto de algumas nebulosas parecerem planetas através dos primeiros telescópios. Isso não significa que o invólucro brilhante seja composto por matéria planetária.[11]

Porque é que as nebulosas têm formas tão diversas?

Os ventos estelares posteriores podem interagir com a matéria perdida anteriormente, enquanto as estrelas companheiras podem alterar a direção dos fluxos de matéria ejetada e ajudar a expulsar o invólucro. Os anéis, os lóbulos e os jatos dão pistas sobre estas interações. A evolução de sistemas binários é particularmente importante para explicar a estrutura de muitas nebulosas planetárias com formas muito diferentes da esférica.[11]

O gás em expansão acaba por ficar demasiado ténue para se distinguir do ambiente. A estrela compacta permanece e continua a sua evolução muito depois de a nebulosa se dissipar.

Uma anã branca é o remanescente compacto da região interior de uma estrela, cuja matéria se alterou durante as reações nucleares, rodeado por camadas exteriores muito mais finas. O raio de um modelo típico com 0,6 massas solares pode ser de cerca de 8 900 km. Com esta massa e este raio, a densidade média calculada é de cerca de 400 000 g/cm³; a densidade central é superior.[12]

Nos gases de eletrões degenerados, a compressão obriga os eletrões a ocupar estados quânticos com quantidades de movimento cada vez maiores, gerando pressão. Este suporte depende sobretudo da densidade, pelo que uma anã branca pode manter o equilíbrio mesmo enquanto arrefece. Se as restantes propriedades das anãs brancas forem semelhantes, um remanescente mais maciço é geralmente mais pequeno.[12]

Estas são categorias gerais úteis, mas há também mais complexidade nas zonas de transição. Um limite universal para a massa dos núcleos de carbono e oxigénio ocultaria esta diversidade.[3], [13]

Durante a maior parte da evolução subsequente, a anã branca emite a energia acumulada no seu interior quente. Arrefece e perde brilho gradualmente. No entanto, a sua história térmica envolve mais do que uma simples perda de calor a um ritmo constante.

A importância relativa destes processos depende da massa, da composição química, da temperatura e do invólucro restante.[13]

O interior de uma estrela pode cristalizar

À medida que a matéria densa de uma anã branca arrefece, os seus iões podem organizar-se numa rede sólida. Isto acontece a uma temperatura que, à escala quotidiana, continua a ser extremamente elevada. Cristalizado não significa frio nem escuro.

As observações da «Gaia» revelaram um excesso de anãs brancas em zonas da sequência de arrefecimento onde a cristalização abranda a sua evolução. As estrelas acumulam-se nessas zonas porque atravessam esta fase mais lentamente. O calor latente e a separação dos elementos químicos ajudam a explicar este atraso.[15]

O estado-limite frio e ténue alcançado num futuro distante é muitas vezes chamado anã negra. Trata-se de um estado hipotético, alcançado num período muito superior à idade atual do Universo, e não de um remanescente que se espere surgir em apenas algumas dezenas de milhares de milhões de anos. Não é obrigatório que o objeto atinja o zero absoluto.[18]

Ninguém pode observar uma estrela semelhante ao Sol a passar por todas estas fases. Por isso, os astrónomos combinam observações de estrelas em diferentes fases com modelos que acompanham a sua estrutura e composição química ao longo do tempo.

A idade de arrefecimento é apenas uma parte da idade da estrela

A relação entre a massa inicial e a massa final de uma estrela relaciona a sua massa no momento da formação com a massa do remanescente. As anãs brancas de enxames ajudam a restringir esta relação e revelam quanta matéria foi perdida. A determinação desta relação depende da pertença das estrelas a um enxame, das estimativas de idade e dos modelos estelares utilizados.[16]

A sequência geral destas fases é sustentada por muitos tipos de provas. Os investigadores continuam a aperfeiçoar os pormenores menos claros: como a mistura altera o núcleo, como os ventos removem o invólucro, como as estrelas companheiras alteram o percurso evolutivo e como arrefecem os remanescentes densos.