Gigante vermelha

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Uma gigante vermelha é uma estrela gigante luminosa de massa pequena ou intermediária (entre 0,5 e 10 massas solares), numa fase avançada da evolução estelar. A atmosfera exterior é inflada e tênue, fazendo com que o raio seja imenso e a temperatura superficial seja baixa (abaixo de 5000 K). A aparência da gigante vermelha é de amarelo-laranja a vermelha, incluindo os tipos espectrais K e M, mas também as estrelas classe S e a maioria das estrelas de carbono.

As gigantes vermelhas mais comuns são as chamadas estrelas do ramo das gigantes vermelhas (estrelas RGB), cujas cascas ainda estão fundindo hidrogênio em hélio, enquanto o núcleo é de hélio inerte. Outro caso de gigantes vermelhas são as estrelas do ramo gigante assimptótico (AGB), que produzem carbono a partir do hélio pelo processo triplo-alfa. [1] As estrelas de carbono do tipo C-N e C-R avançadas pertencem ao ramo AGB.

Dentre as gigantes vermelhas importantes no céu noturno incluem-se Aldebarã (Alpha Tauri), Arcturo (Alpha Bootis) e Gamma Crucis (Gacrux), enquanto as ainda maiores Antares (Alpha Scorpii) e Betelgeuse (Alpha Orionis) são supergigantes vermelhas.

Características[editar | editar código-fonte]

A gigante vermelha Mira

Gigantes vermelhas são estrelas com raios dezenas ou centenas de vezes maiores do que o do Sol, que exauriram o estoque de hidrogênio em seus núcleos e passaram a fundir o hidrogênio em uma casca externa ao núcleo. Acredita-se que as estrelas da sequência principal com tipos espectrais de A a K venham a se tornar gigantes vermelhas. [2]

Na verdade, as gigantes vermelhas não são grandes esferas vermelhas com limites pronunciados, como se vê em muitas representações. Devido à densidade muito baixa, essas estrelas não têm uma fotosfera bem definida, e sim um corpo estelar que gradualmente se torna uma coroa. [3] [4]

Evolução estelar[editar | editar código-fonte]

Uma gigante vermelha comparada com o Sol e outras estrelas.

As gigantes vermelhas evoluíram a partir de estrelas da sequência principal com massa entre 0,5 até algo entre 4 e 6 massas solares. [5] Quando uma estrela inicialmente se forma a partir de uma nuvem molecular que colapsa no meio interestelar, ela contém principalmente hidrogênio e hélio, com traços de "metais" (elementos com número atômico maior que 2, isto é, todos os elementos exceto hidrogênio e hélio). Esses elementos estão distribuídos uniformemente por toda a estrela. A estrela chega à sequência principal quando o núcleo atinge uma temperatura suficientemente alta para começar a fundir hidrogênio (alguns milhões de Kelvin) e estabelece equilíbrio hidrostático. Ao longo da vida na sequência principal, a estrela vagarosamente converte o hidrogênio do núcleo em hélio; a sua vida na sequência principal termina quando praticamente todo o hidrogênio no núcleo tiver sido usado. Para o Sol, o tempo de vida na sequência principal é de aproximadamente 10 bilhões de anos; a vida é mais curta para estrelas mais massivas e mais longa para estrelas menos massivas. [1]

Quando a estrela exaure o hidrogênio combustível no seu núcleo, as reações nucleares se interrompem no núcleo, portanto este começa a se contrair devido a sua gravidade. Isto aquece uma casca imediatamente acima do núcleo, onde ainda há hidrogênio, iniciando a fusão do hidrogênio em hélio na casca. As temperaturas mais altas levam ao aumento das taxas de reação, produzindo energia suficiente para aumentar a luminosidade da estrela por um fator de 1000 a 10000. As camadas externas da estrela então se expandem fortemente, começando a fase de gigante vermelha da vida da estrela. Devido à expansão das camadas externas da estrela, a energia produzida no núcleo da estrela se distribui por uma superfície muito maior, resultando numa temperatura superficial menor e um desvio para o vermelho na luz visível emitida pela estrela - daí o nome gigante vermelha, embora a cor geralmente seja laranja. Nessa hora, diz-se que a estrela está ascendendo no ramo de gigante vermelha do diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R). [1] As camadas externas são convectivas, o que faz com que o material exposto à "queima" nuclear no interior da estrela (mas não no núcleo) seja levado para a superfície da estrela pela primeira vez na história da estrela, um evento chamado de primeira dragagem.

O mecanismo que termina o colapso completo do núcleo e a ascensão para o ramo de gigante vermelha depende da massa da estrela. Para o Sol e gigantes vermelhas de massas menores que 2,571 massas solares, o núcleo fica suficientemente denso para que a pressão de degeneração impeça que ele colapse mais. Quando o núcleo está degenerado, ele continua a se aquecer até atingir uma temperatura de aproximadamente 108 K, suficiente para começar a fundir o hélio em carbono através do processo triplo-alfa. Quando o núcleo degenerado atinge esta temperatura, todo ele começa a fundir o hélio quase simultaneamente no chamado flash de hélio. Em estrelas mais massivas, o núcleo colapsante atinge 108 K antes que ele esteja suficientemente denso para estar degenerado, portanto a fusão do hélio se inicia muito mais suavemente, sem o flash de hélio. Quando a estrela está fundindo hélio em seu núcleo, ela se contrai e não é mais considerada uma gigante vermelha. A fase da vida de uma estrela em que há fusão do hélio no núcleo é chamada ramo horizontal em estrelas pobres em metal, porque essas estrelas se posicionam numa linha quase horizontal no diagrama H-R em muitos aglomerados estelares. Estrelas ricas em metal que fundem hélio, por sua vez, localizam-se no chamado red clump do diagrama H-R. [6]

Em estrelas suficientemente massivas para a ignição da fusão nuclear do hélio, um processo análogo ocorre quando o hélio central é exaurido e a estrela passa a fundir hélio em uma casca, embora com a complicação adicional de que em muitos casos a fusão do hidrogênio continua numa casca a menor profundidade. Isto coloca a estrela no ramo gigante assimptótico, uma segunda fase de gigante vermelha. [7] [8] Muitas estrelas massivas continuam a repetir este ciclo, fundindo elementos mais pesados em fases sucessivas, cada uma durando menos que a precedente.

Uma estrela com uma massa solar nunca funde o carbono. Em vez disso, ao final da fase do ramo gigante assimptótico a estrela ejeta as suas camadas externas, formando uma nebulosa planetária com o núcleo da estrela exposto, que ao final se torna uma anã branca. A ejeção da nebulosa planetária finalmente encerra a fase de gigante vermelha da evolução da estrela. [1]

A fase de gigante vermelha tipicamente dura apenas alguns milhões de anos, [9] sendo, portanto, bastante rápida comparada com os bilhões de anos que as estrelas de aproximadamente uma massa solar passam na sequência principal.

Estrelas que não se tornam gigantes vermelhas[editar | editar código-fonte]

Acredita-se que estrelas de massas muito baixas sejam totalmente convectivas[10] e, portanto, não possam acumular um núcleo inerte de hélio, podendo assim exaurir todo o seu combustível sem nunca se tornarem gigantes vermelhas. [11] Essas estrelas são comumente chamadas de anãs vermelhas. O tempo de vida previsto para essas estrelas é muito maior do que a idade atual do universo, portanto não há observações reais do envelhecimento dessas estrelas.

Estrelas de massas muito altas, por sua vez, desenvolvem para supergigantes, que vão e voltam horizontalmente sobre o diagrama H-R, na extremidade à direita constituindo supergigantes vermelhas. Elas geralmente terminam suas vidas como supernovas do tipo II.

O Sol como uma gigante vermelha[editar | editar código-fonte]

O tamanho atual do Sol (hoje na sequência principal, comparado com o seu tamanho estimado durante a sua fase de gigante vermelha no futuro.

Prevê-se que o Sol se tornará uma gigante vermelha em aproximadamente cinco bilhões de anos. [7] Calcula-se que o Sol ficará suficientemente grande para engolfar as órbitas atuais dos planetas internos do sistema solar, até a Terra, [12] [13] [14] e seu raio expandirá para pelo menos 200 vezes o valor atual. O Sol perderá uma fração significativa da sua massa no processo de se tornar uma gigante vermelha, e há uma chance de que Marte e todos os planetas externos escapem, pois suas órbitas resultantes se alargarão. [15] Mercúrio e provavelmente Vênus por essa época terão sido engolidos pelas camadas externas do Sol. O destino da Terra é menos claro. Tecnicamente a Terra poderia ter um alargamento da sua órbita e potencialmente manter uma velocidade angular suficientemente alta para evitar que fosse engolfada. Para isso, sua órbita precisaria aumentar para algo entre 1,3 UA (190 milhões de quilômetros) e 1,7 UA (250 milhões de quilômetros). Entretanto, os resultados de estudos anunciados em 2008 mostram que, devido à interação de maré entre Sol e Terra, esta na verdade cairia para uma órbita inferior e seria engolfada e incorporada pelo Sol antes que este atingisse seu maior tamanho, apesar de perder cerca de 38% de sua massa. [16] Antes que isto aconteça, a biosfera da Terra terá há muito sido destruída pelo aumento constante do brilho do Sol à medida que o seu suprimento de hidrogênio escasseia e o seu núcleo se contrai, mesmo antes da transição para uma gigante vermelha. Depois de apenas um bilhão de anos, a energia solar adicional provocará a evaporação dos oceanos da Terra e o hidrogênio da água se perderá permanentemente no espaço, com a perda total da água após três bilhões de anos. [17] A atmosfera e a litosfera da Terra ficarão como as de Vênus. Após mais um bilhão de anos, a maior parte da atmosfera se perderá no espaço, [15] ao final tornando-se a Terra um planeta seco e morto, com uma superfície de rocha fundida.

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências[editar | editar código-fonte]

  1. a b c d Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A.. Introductory Astronomy & Astrophysics. 4th ed. [S.l.]: Saunders College Publishing, 1998. 321–322 pp. ISBN 0030062284
  2. Color of star ranging blue through orange
  3. Measurements of the frequency of starspots on red giant stars
  4. orange sphere of the sun
  5. Jean Audouze, Guy Israël, et al.. The Cambridge Atlas of Astronomy. 2nd ed. [S.l.]: Cambridge University Press, 1988. 255 pp. ISBN 0-521-36360-8
  6. Harvard University search for orange-yellow clumps
  7. a b Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E.. (1993). "Our Sun. III. Present and Future" (PDF). Astrophysical Journal 418: 457 pp.. DOI:10.1086/173407. Bibcode1993ApJ...418..457S.
  8. Pogge, Richard W. (2006-01-21). Lecture 16: The Evolution of Low-Mass Stars. Astronomy 162: Introduction to Stars, Galaxies, & the Universe. Página visitada em 2006-12-29.
  9. Red Giants
  10. [Brainerd, Jerome James] (2005-02-16). Main-Sequence Stars. Stars. The Astrophysics Spectator. Página visitada em 2006-12-29.
  11. Richmond, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars. Página visitada em 2006-12-29.
  12. Red Giants. HyperPhysics (hosted by the Department of Physics and Astronomy of Georgia State University). Página visitada em 2006-12-29.
  13. Strobel, Nick (2004-06-02). Stages 5-7. Lives and Deaths of Stars. Página visitada em 2006-12-29.
  14. The fading: red giants and white dwarfs. Free (ISP). Página visitada em 2006-12-29.
  15. a b Pogge, Richard W. (1997-06-13). The Once and Future Sun. New Vistas in Astronomy. Página visitada em 2007-01-23.
  16. Palmer, Jason. "Hope dims that Earth will survive Sun's death", New Scientist, 22 February 2008.
  17. Sun is a powerhouse – Death in our solar system