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

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

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

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

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

Referências

  1. ↑ a b c d Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics 4th ed. [S.l.]: Saunders College Publishing. pp. 321–322. 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. (1988). The Cambridge Atlas of Astronomy 2nd ed. [S.l.]: Cambridge University Press. 255 páginas. ISBN 9780521363600 
  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». Astrophysical Journal. 418. 457 páginas. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407 
  8. ↑ Pogge, Richard W. (21 de janeiro de 2006). «Lecture 16: The Evolution of Low-Mass Stars». Astronomy 162: Introduction to Stars, Galaxies, & the Universe. Consultado em 29 de dezembro de 2006 
  9. ↑ Red Giants
  10. ↑ Brainerd, Jerome James (16 de fevereiro de 2005). «Main-Sequence Stars». Stars. The Astrophysics Spectator. Consultado em 29 de dezembro de 2006  [1]
  11. ↑ Richmond, Michael. «Late stages of evolution for low-mass stars». Consultado em 29 de dezembro de 2006 
  12. ↑ «Red Giants». HyperPhysics (hosted by the Department of Physics and Astronomy of Georgia State University). Consultado em 29 de dezembro de 2006 
  13. ↑ Strobel, Nick (2 de junho de 2004). «Stages 5-7». Lives and Deaths of Stars. Consultado em 29 de dezembro de 2006 
  14. ↑ «The fading: red giants and white dwarfs». Free (ISP). Consultado em 29 de dezembro de 2006 
  15. ↑ a b Pogge, Richard W. (13 de junho de 1997). «The Once and Future Sun». New Vistas in Astronomy. Consultado em 23 de janeiro de 2007 
  16. ↑ Palmer, Jason (22 February 2008). «Hope dims that Earth will survive Sun's death». New Scientist  Verifique data em: |data= (ajuda)
  17. ↑ Sun is a powerhouse – Death in our solar system
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