Evolução Estelar e a Hierarquia Cósmica do Universo

Evolução do Universo e Corpos Celestes

Devido à expansão do universo, sua temperatura era de 3.000 K (Weinberg, 1977).

2.2 Evolução Estelar e a Hierarquia Cósmica

A matéria do universo é organizada em uma hierarquia dos corpos celestes, listados abaixo em ordem decrescente de tamanho:

• Aglomerados de galáxias
• Galáxias
• Estrelas, pulsares e buracos negros
• Planetas e satélites
• Cometas
• Asteroides
• Meteoroides
• Poeira
• Moléculas
• Átomos de H e He

Na escala subatômica, o espaço entre as estrelas e as galáxias está cheio de raios cósmicos (partículas nucleares) e fótons (luz).

Estrelas: Unidades Fundamentais do Cosmos

As estrelas são as unidades básicas na hierarquia dos corpos celestes, onde a evolução continua através de reações nucleares. Muitos bilhões de estrelas se agrupam para formar uma galáxia, e um grande número de galáxias está associado em aglomerados galácticos. Estrelas podem ter companheiros estelares ou planetas que as orbitam, incluindo explosões fantasmagóricas de cometas ao se aproximarem do astro em sua órbita excêntrica. Os planetas em nosso sistema solar retêm seus próprios satélites. O espaço entre Marte e Júpiter contém asteroides, a maioria dos quais são fragmentos de corpos maiores, que foram quebrados por colisões e pelas forças gravitacionais de Júpiter e Marte. Pedaços de asteroides atingem a superfície de planetas e seus satélites na forma de meteoritos e deixam um registro desses eventos nas crateras.

Matéria Interestelar e Formação Estelar

Em uma escala ainda menor, o espaço entre as estrelas contém nuvens de gás e partículas sólidas. O gás é composto principalmente por hidrogênio e hélio, produzidos durante a expansão inicial do universo. Além disso, a matéria interestelar contém elementos com maior número atômico que foram sintetizados por reações nucleares no interior de estrelas que explodiram. Um terceiro componente consiste de hidrogênio e compostos de carbono que são os precursores da vida.

Essas nuvens de gás e poeira podem contrair para formar novas estrelas, cuja evolução depende de sua massa e da relação H/He da nuvem de gás a partir da qual se formaram.

A Evolução das Estrelas: Do Nascimento à Gigante Vermelha

A evolução das estrelas pode ser descrita especificando suas luminosidades e temperaturas de superfície. O brilho de uma estrela é proporcional à sua massa, e a temperatura da superfície ou a cor é um indicador de volume. Quando uma nuvem de gás interestelar se contrai, sua temperatura sobe e ela começa a irradiar na região do infravermelho e visível do espectro. À medida que a temperatura central da nuvem de gás atinge cerca de 2 x 10⁷ K, a produção de energia através da fusão do hidrogênio torna-se possível, e uma estrela nasce. A maior parte da vida de uma estrela típica de galáxia deriva desse processo e, portanto, ela se encontra em uma banda chamada sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell, mostrado na Figura 2.1. As estrelas massivas, chamadas de gigantes azuis, têm alto brilho e alta temperatura na superfície. O Sol é uma estrela de massa intermediária e tem uma temperatura de superfície de cerca de 5800 K. As estrelas menos massivas que o Sol são chamadas de anãs vermelhas e se localizam na extremidade inferior da sequência principal.

Quando uma estrela, como uma com cinco vezes mais massa que o Sol, converte hidrogênio em hélio enquanto está na sequência principal, a densidade do núcleo aumenta, fazendo com que o interior da estrela se contraia. A temperatura central, portanto, aumenta lentamente durante a combustão de hidrogênio. A alta temperatura acelera a reação de fusão e faz com que o envelope exterior da estrela se expanda. No entanto, quando o núcleo fica sem hidrogênio, a taxa de produção de energia cai e a estrela se contrai, elevando a temperatura do núcleo. O local de produção de energia se move do núcleo para a camada externa, resultando em mudanças na estrutura da camada. As mudanças na temperatura e brilho da superfície fazem com que a estrela se afaste da sequência principal para o reino dos gigantes vermelhos (Figura 2.1).

O hélio produzido pela fusão de hidrogênio no núcleo se acumula no núcleo, que continua a se contrair, tornando-o ainda mais quente. A expansão resultante do envelope abaixa a temperatura da superfície e torna a cor vermelha. Ao mesmo tempo, o núcleo em que o hidrogênio...