Tipos de estrelas

Mestre em Astronomia (Observatório Nacional, 2016)
Graduado em Física (UFRPE, 2014)

Estrelas são corpos celestes autogravitantes que emitem luz própria, cuja fonte de energia vem da fusão nuclear de hidrogênio em hélio e, posteriormente, em elementos mais pesados.

A cor da estrela diz respeito à temperatura da estrela (quanto mais azul, mais quente e, quanto mais vermelha, mais fria) e o tamanho (anã, gigante, entre outras) diz respeito à luminosidade (quanto maior, mais luminosa).

Alguns tipos de estrelas são: anãs brancas, anãs marrons, gigantes vermelhas, supergigantes azuis, estrelas de nêutrons e estrelas variáveis.

Comparativo entre os planetas do Sistema Solar e alguns tipos de estrelas mais comuns. Clique para ampliar. Ilustração: shooarts / Shutterstock.com

Anãs brancas

Anã branca é um dos estágios finais possíveis do ciclo de vida de uma estrela. Estrelas que iniciaram sua vida com massa entre 0,8 e 10 massas solares se tornam uma anã branca, que é o que acontecerá com o Sol.

Quando combustível da estrela acaba, ela libera a maior parte do material externo em uma nebulosa planetária e a parte que sobra, o núcleo, se torna uma anã branca extremamente quente (com temperatura superior a 100 000 K) e durante alguns bilhões de anos vai esfriando até se tornar uma anã branca.

As anãs brancas têm tamanho inversamente proporcional à massa, ou seja, quanto menor uma anã branca, mais massiva ela é. Uma anã branca comum possui aproximadamente metade da massa do Sol e tamanho um pouco maior do que o da Terra. Sua densidade é 200 mil vezes maior do que a da Terra, fazendo dela um dos objetos mais densos do universo, ficando atrás apenas dos buracos negros e das estrelas de nêutrons.

Anãs marrons

Anãs marrons são objetos sub-estelares com tamanho entre um planeta gigante como Júpiter e uma estrela pequena e têm massa entre 10 e 90 massas de Júpiter. Elas não possuem massa o suficiente para produzir energia por fusão nuclear, como as estrelas fazem, então, a pequena quantidade de energia que elas emitem vem do calor armazenado nelas durante o colapso da nuvem de gás de onde elas se formaram. Segundo as atuais teorias, a massa necessária para que uma estrela produza fusão nuclear é de aproximadamente 1/12 massas solares (ou 90 vezes a massa de Júpiter).

A temperatura superficial de uma anã marrom é de apenas 1000 K e de seu núcleo, menos de 3 milhões de Kelvin, pois é a partir desse valor que a fusão nuclear começa a acontecer.

Como são estrelas pequenas e de baixa luminosidade, são muito difíceis de observar. Apesar disso, seu estudo é de extrema importância, pois são fortes candidatos a fazerem parte da matéria escura (que não interage nem com a luz nem com a matéria, apenas gravitacionalmente, por isso, somos capazes de especular sua presença no universo).

Gigantes vermelhas

Gigantes vermelhas são estrelas que estão em um estágio avançado do processo evolutivo de estrelas cuja massa inicial era de cerca de 0,5 a 5 massas solares.

Antes de se tornar uma gigante vermelha, a estrela se sustenta por fusão nuclear (convertendo hidrogênio em hélio). Quando o hidrogênio do núcleo se esgota, ela não é mais capaz de fazer fusão e, por isso, ela não consegue mais combater os efeitos de sua auto-gravidade. Então suas camadas mais exteriores se expandem em centenas de raios solares, tornando a estrela em uma gigante. O crescimento do tamanho da estrela supera o aumento de sua luminosidade e a temperatura superficial diminui para cerca de 3000 K, fazendo com que ela fique com aparência avermelhada.

Essas estrelas passam cerca de 1% da sua vida na fase de gigante vermelha. Aldebaran (estrela mais brilhante da constelação do Touro) e Mira (estrela variável da constelação da Baleia) são exemplos de gigantes vermelhas.

Dentre as gigantes vermelhas mais conhecidas e estudadas podemos destacar: Aldebaran, Arcturo (estrela mais brilhante da constelação do Boeiro) e Gamma Crucis (terceira estrela mais brilhante da constelação do Cruzeiro do Sul). Outras estrelas importantes, como Antares (Estrela alpha da constelação do Escorpião) e Betelgeuse (Estrela alpha da constelação do Órion) são ainda maiores, e por isso são classificadas como Supergigantes vermelhas.

As estrelas supergigantes, por sua vez, apenas se desenvolvem a partir de estrelas de massas muito elevadas. Essas estrelas são extremamente evoluídas, e se encontram nos estágios finais de suas vidas, encerrando sua trajetória evolutiva como supernovas do tipo II (que significa uma violenta explosão de uma estrela super massiva).

Comparação do tamanho do Sol (esquerda) com a menor gigante vermelha (centro) e com a maior gigante vermelha (direita) detectadas pela missão Kepler, e suas temperaturas na superfície.

Supergigantes azuis

Supergigantes azuis são estrelas azuladas que irradiam enormes quantidades de energia. Elas possuem temperatura superficial entre 20 000 e 50 000 K, luminosidade entre 10 mil e 1 milhão de vezes a luminosidade do Sol e massa entre 10 e 100 massas solares.

Por serem estrelas muito massivas, sua vida é curta (cerca de 10 milhões de anos, mil vezes menos que o Sol), por isso são um tipo raro de estrelas, representando menos de 0,1% das estrelas da nossa Galáxia.

Quando o combustível da supergigante acaba, ela não possui mais energia suficiente para manter suas camadas mais externas que colapsam sob sua auto-gravidade, então ela explode em uma supernova.

A supergigante azul mais conhecida é Rigel, que pode ser observada a olho nu na constelação de Órion, que é 20 vezes mais massivo que o Sol e 60 000 vezes mais luminoso.

Estrelas de nêutrons

Estrelas de nêutrons são objetos extremamente densos, ou seja, apresentam uma relação de proporção inversa entre raio e massa: quanto menor seu raio, mais massiva é a estrela. Uma estrela de nêutrons, por exemplo, com temperatura superficial de 50 000 K (aproximadamente 8,5 vezes maior que a temperatura do Sol) tem o brilho de cerca de 1 milhão de vezes menor do que o do Sol, devido ao seu pequeno tamanho. Também por causa do tamanho, elas possuem alta velocidade de rotação (devido à conservação do momento angular).

Elas são formadas quando acaba o combustível de uma estrela massiva (que iniciou sua vida com uma massa entre 10 e 25 massas solares) e ela colapsa. O núcleo da estrela colapsa fazendo com que os prótons e elétrons ali presentes se esmaguem formando nêutrons.

O interior da estrela de nêutrons é formado por um grande núcleo formado de nêutrons, principalmente, e alguns poucos prótons supercondutores. Ao redor do núcleo há um manto de nêutrons seguido por núcleos de ferro e elétrons livres.

A alta velocidade de rotação da estrela, as baixas temperaturas e os prótons supercondutores produzem um efeito dínamo (quando um corpo celeste gera um campo magnético devido à rotação e convecção). Se esse campo magnético for forte, a estrela emitirá radiação direcionada em cone em volta dos polos magnéticos, como um farol, e será um pulsar, como a maior parte das estrelas de nêutrons.

Os pulsares possuem pulsos de radiação em intervalos regulares e, conforme eles giram, para um espectador da Terra, parece que a estrela está “ligando” e desligando”. Podemos pensar no brilho de um pulsar como o brilho de um farol. Conforme o farol gira, vemos ele “ligando” e “desligando” mesmo que a luz que o farol emite seja constante.

Simulação de um pulsar girando que mostra como o pulso de comporta graficamente. Via Wikimedia Commons / CC-BY-SA 3.0

Estrelas variáveis

Uma estrela variável é uma estrela cujo brilho varia com o tempo. Há dois tipos de estrelas variáveis: intrínsecas e extrínsecas.

ESTRELAS VARIÁVEIS EXTRÍNSECAS - quando a variação do brilho é causado por um fator externo, que não é próprio da estrela:

  • Binárias eclipsantes: em um sistema binário de estrelas (quando duas estrelas orbitam o mesmo centro de massa) uma estrela “passa na frente da outra”, eclipsando-a. Dessa forma, enquanto ocorre o eclipse, o brilho observado varia;
  • Estrelas em rotação: áreas mais escuras ou mais brilhantes de uma estrela causam alteração no brilho observado a medida que a estrela gira.

ESTRELAS VARIÁVEIS INTRÍNSECAS – quando a variação do brilho da estrela é uma característica dela:

  • Variáveis eruptivas: estrelas que ejetam ou explodem massa de sua superfície;
  • Variáveis explosivas (ou cataclísmicas): estrelas que possuem explosões catastróficas ou eventos termonucleares fortes, resultando em novas e supernovas;
  • Variáveis pulsantes: estrelas que expandem e contraem periodicamente. Dentre elas, destacam-se as cefeidas, que pulsam com períodos bem definidos de 1 a 100 dias. Elas são importantes pois, através delas, podemos calcular longas distâncias com certa precisão. (Obs.: não confundir com pulsares.)

Gráfico do brilho variando com o tempo de uma estrela cefeída fictícia com período de três dias. Fonte: http://lilith.fisica.ufmg.br/~dsoares/reino/hleavitt.htm

Referências

https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/dwarfs2.html

https://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/questions/question62.html

http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/cosmic_reference/brown_dwarfs.html

http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/B/Brown+Dwarf

http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/R/Red+giant+stars

https://www.ing.iac.es/PR/dissemination/articles/blue_super.html

http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/V/Variable+Stars

https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/neutron_stars1.html

https://www.if.ufrgs.br/oei/stars/neutron_st/neutrst.htm

Arquivado em: Astronomia