quinta-feira, 6 de setembro de 2012

M 007 : Mais Evolução Estelar




No ultimo post do Nuncius Australis falamos sobre M 16, a Nebulosa da Águia. E sobre evolução estelar.  Apesar de o Nuncius ser devotado, sobretudo, a astronomia observacional achei que deveria aprofundar um pouco o tema. Afinal o assunto é fundamental para o entendimento de tudo que você observa.
Um péssimo habito que percebo em astronomia é a especialização em uma determinada área e tornar um pedaço da brincadeira na brincadeira toda.
 Acho que é importante que você leia o post sobre M 16 (clique aqui) antes de enveredar por este aqui. Afinal este aqui foi escrito porque devemos pincelar mais o assunto. E estes serão complementares. .
             É uma historia muito interessante.
             Agora evolução estelar...
            Os astrônomos vêm observando o céu há muito pouco tempo. Afinal em escalas cósmicas 10.000 anos e nada são valores muito próximos. Se considerarmos o uso de aparelhos científicos nesta equação o período que observamos é ridículo.
            A duração da história humana é incrivelmente curta quando comparadas ao tempo que estrelas demoram a evoluir.
            Mas apesar disto os astrônomos podem aplicar as leis da física sobre o que ele observa e com isto entender o ciclo de vida das estrelas. Graças a esse entendimento sabemos que os diversos tipos de estrelas que observamos no céu noturno são intimamente relacionadas. Elas parecem diferentes por se encontrarem em diferentes estágios evolucionários. Elas têm idades diferentes.
            Os diagramas H-R (vejam o texto sobreM 16) são a ferramenta certa para se entender como os astrônomos descobriram a história que nos conta a evolução estelar.
            Com a intenção de entender a evolução estelar é vantajoso que os astrônomos desenhem diagramas H-R com estrelas que tem aproximadamente a mesma idade. E isto é possível em se desenhando diagramas H-R de Aglomerados estelares individualizados. Um para cada aglomerado. Seriam como quadros extraídos de um filme e através deles entenderemos o filme todo.  O homem é o exercício que faz.
Aglomerados consistem de numerosas estrelas formadas na mesma região do espaço, da mesma nuvem de gás e com aproximadamente a mesma idade.
De posse destes diagramas de diversos aglomerados os astrônomos podem fazer um “composite”.  Esta é a melhor forma para se expressar os resultados finais da observação de diversos aglomerados.
No diagrama abaixo os diagramas H-R de diversos aglomerados são sobrepostos depois que eles têm sua sequencia principal alinhada.

Podemos perceber que alguns aglomerados, como Ngc 2362 e H e x Persei possuem a maioria de suas estrelas na sequencia principal. Já aglomerados como M67 e Ngc 188 apenas as estrelas de pequena massa e frias se encontram na sequencia principal enquanto muitas estrelas se encontram na região do diagrama dedicada os gigantes vermelhas. Já aglomerados como M 11 e as Hyades parecem se encontrar entre estes dois extremos. Eles possuem a maior parte das estrelas ainda na sequencia principal, mas já possuem membros entre as gigantes vermelhas.
O astrofísico alemão Rudolph Kippenhahn, professor no instituto Max Planck, tem provavelmente um dos mais belos trabalhos sobre a evolução de aglomerados (e consequentemente de estrelas...) que conheço.
Com auxilio de computadores (nos anos 70...) o Dr. Kieppenham examinou cuidadosamente um grande numero de modelos estelares possuindo uma grande diversidade de massas. Essencialmente ele usou as leis da física para criar um modelo teórico de um aglomerado estelar.
Este aglomerado teórico ganhou o sugestivo nome de M 007. Utilizando-se de intervalos de tempo pré-estabelecidos o Dr. Kieppenhahn parava os cálculos em seus pré-históricos computadores e olhava o que acontecia em M 007. Aí então ele pedia gentilmente para aquela maquina que imprimisse a temperatura de superfície e a luminosidade de todas as estrelas de M 007.
E de posse destes dados o Dr.Kippenham realizou diversos diagramas H-R que podemos ver abaixo:





Quando as estrelas estreiam no nosso diagrama 1 elas se apresentam com um fiapo vertical na área correspondente as gigantes vermelhas. Na verdade não são estrelas ainda. Elas apenas se condensaram de nossa nuvem de gás teórica e não apresentam reações termonucleares em seus núcleos. Elas são protoestrelas. Prontas para iniciar sua “ contração Hayashi” ( leia o post sobre M 16...) . É importante notar que a distribuição das protoestrelas por nosso fiapo vertical acontece de acordo com sua massa.  As protoestrelas mais maciças e mais brilhantes mais em cima e as menos maciças e mais apagadas, mais embaixo.
Depois de 5000 anos as protoestrelas mais maciças estão prontas para iniciar a queima de hidrogênio em seus núcleos. Como podemos ver no diagrama 2 elas se encaminham rapidamente em direção a sequencia principal. As outras estrelas ainda estão se submetendo a “Contração Hayashi”.
Quando M 007 atinge 100.000 anos (diagrama 3) as estrelas mais maciças finalmente adentraram a sequencia principal. Elas são as estrelas mais quentes, brilhantes e azuis que existem. Elas são estrelasdo Tipo “O”.  Devido a sua imensa massa elas atingem a temperatura e a pressão necessárias para iniciar reações termonucleares em seus núcleos de forma rápida e fácil. Elas queimam hidrogênio em seus núcleos de uma forma que deixaria qualquer cantor de reggae morto de inveja.  Já as protoestrelas de massa um pouco mais modestas estão se aproximando da sequencia principal. Em breve elas também iniciarão as reações termonucleares em seu núcleo. Já as estrela de baixa massa parecem não terem feito nada ainda. Elas ainda estão se submetendo a Hayashi de forma bem lenta. Estão apenas um pouco menos brilhantes do que 100.000 antes.
Nosso próximo gráfico mostra o andar das coisas 3.000.000 anos depois. Todas as estrelas mais maciças se encontram na sequencia principal. As estrelas do tipo B e A se reuniram as gigantescas estrelas O no processo de queima de hidrogênio em seus núcleos. Mesma estrelas menos maciças começam a se aproximar da sequencia principal. As temperaturas em seus núcleos se aproximam de 10.000.000 K e em breve a queima do hidrogênio vai se iniciar.  Compare este diagrama do imaginário M 007 com o diagrama apresentado no post sobre M16 a respeito de NGC 2264 e 6611. È assim que determinamos que ambos os aglomerados citados anteriormente possuem apenas alguns milhões de anos...

Com 30.000.000 de anos (gráfico 5) percebemos que as estrelas do tipo O desapareceram. Elas “fumaram” seu hidrogênio todo. Seus núcleos se contraíram e suas atmosferas se expandiram Elas são agora Gigantes vermelhas que consomem Helio em seus centros. As estrelas de massa intermediaria finalmente atingiram a sequencia principal. Estrelas do tipo F e G se reuniram as B e A na queima do hidrogênio. E as estrelas menos maciças estão quase atingindo a sequencia principal.
Neste ponto os antigos computadores do Dr. K não têm mais potencia para lidar com as estrelas que passaram da fase de gigantes vermelhas. Depois que nossas gigantes mais gigantes acabaram de consumir o Helio o modelo do Dr. K simplesmente as joga fora... Ingrato.
Quando M 007 atinge 66.000.000 de anos as estrelas tipo B são as gigantes vermelhas (gráfico 6). Todas as restantes residem na sequencia principal. Perceba ainda que a sequencia principal esta queimando que nem uma vela. Conforme o aglomerado vai se tornando mais velho e mais velho a sequencia principal vai ficando mais curta conforme as estrelas mais maciças vão se tornando Gigantes vermelhas.
Tudo isto se torna bem aparente quando analisamos os últimos dois gráficos. Quando vemos o gráfico de 4.250.000.000 de anos até as estrelas do Tipo F já estão indo para o saco...
A partir deste estudo teórico os astrônomos realizaram que a aparência dos diagramas H-R de um aglomerado nos conta sua idade.
Agora vamos voltar ao nosso diagrama H-R COMPOSITE e comparar com o que aprendemos com M 007.
Ngc 2362 e o Aglomerado duplo (H e X) em Perseus são comparativamente jovens. São provavelmente elementos com apenas 10.000.000 anos.
No caso das Plêiades e de M 11 a sequencia principal já fumou as estrelas O e B. Logo eles têm pelo menos 100.000.000 de anos.
As Hyades até mesmo as estrelas do tipo A já estão se apresentando como Gigantes vermelhas. 1.000.000.000 de anos. M67 as do tipo F já se apresentam como gigantes vermelhas. E assim 5.000.000.000 de anos E no vovô Ngc 188 até as estrela do tipo G já estão prontas para crescer. Ngc 188 tem que ter pelo menos 10.000.000.000 de anos.
Agora entendemos como as estrelas vivem. Espero um dia contar para vocês como elas morrem. Os computadores atuais parecem já suportar a temperatura e a pressão envolvidas no processo...
Para acabar recomendo que você monte seu telescópio e observe NGC 188, M67, Ngc 752, M44, Hyades, Aglomerado de Berenice, M 11, M 41, Plêiades, O Aglomerado duplo em Perseus (este difícil para os Australis) e NGC 2362.
Nesta ordem. E assim você vai mostrar seu respeito pelos mais velhos.

Bibliografia:
Astronomy ; The Structure of the Universe- W.J. Kaufmann
              Richard L. Bowers, Terry Deeming, "Astrophysics I: Stars", Boston 1984
       Rudolf Kieppenhahn, Alfred Weigert, "Stellar Structure and Evolution"


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