O Final de uma estrela

Estrelas que se formam com menos do que umas 20 massas solares, em geral, terminam como anãs brancas, após considerável perda de massa. Como vimos anteriormente, todas as anãs brancas têm que ter massa menor do que o limite de Chandrasekhar. Se sua massa inicial é maior do que o limite de Chandrasekhar, então elas têm que ejetar seus envelopes durante a fase de nebulosa planetária até que sua massa esteja abaixo deste limite. Um exemplo de intensa perda de massa nos estágios finais é o da Nebulosa Olho de Gato, mostrada abaixo:
 

O estágio em que uma estrela deixa o ramo assintótico de gigantes e se torna uma anã branca depende do quão rápido ela consome seu combustível nuclear em suas regiões centrais. Estrelas de alta massa irão iniciar a queima de núcleos de carbono e extender sua existência. As de massa ainda maior irão também fundir neônio depois de usar o carbono e assim por diante. Contudo, uma vez tendo um caroço de ferro, não há mais reações nucleares de fusão. A síntese de núcleos mais pesados a partir do ferro absorve ao invés de liberar energia.

Como vimos, após se tornarem anãs brancas, estrelas que inicialmente tinham menos de 20 massas solares lentamente se resfriam e se tornam anãs negras, irradiando todo seu calor.

Estrelas com mais do que umas 20 massas solares sofrem um processo mais violento no final de sua evolução. A fusão do carbono em seu centro dura uns 600 anos. A queima dos demais elementos é ainda mais rápida: em torno de 1 ano para o neônio, alguns meses para o oxigênio, etc. Ao atingir uma temperatura de 3 bilhões de graus, finalmente núcleos de silício são transformados em ferro em 1 dia aproximadamente, esgotando-se então o combustível nuclear na região central da estrela. Estes estágios rápidos de evolução final de uma estrela de alta massa são representados pelo diagrama abaixo.
 

Um caroço de ferro dormente é então rapidamente construído e se acumula à medida em que os núcleos mais leves nas camadas envoltórias são também transformados por fusão nuclear. Eventualmente este caroço compreende um volume como o da Terra, comprimido a densidades extremas próximo ao limite de Chandrasekhar. Já a atmosfera da estrela se expande neste estágio até um raio semelhante à órbita de Júpiter em torno do Sol.

A abrupta interrupção de produção de energia no centro leva ao seu colapso. As camadas à volta do caroço central também caem em direção ao centro. Ao serem rebatidas para fora pelo denso e sólido caroço central, estas regiões são expelidas explosivamente a velocidades próximas à da luz. Trata-se de uma supernova.

A energia liberada durante a explosão de uma supernova é tão gigantesca que a estrela será mais luminosa do que toda a galáxia a que pertence por alguns dias. Supernovas podem ser vistas em galáxias próximas da nossa uma vez a cada 100 anos aproximadamente. Por conseguinte, se procuramos por supernovas em 100 galáxias, esperamos encontrar, em média, um evento de supernova por ano. Um caso de supernova (1991T) ocorrido em M51 é mostrado abaixo. A primeira foto mostra a galáxia antes da supernova aparecer. Na segunda vemos a supernova na posição indicada.
 

Explosão do caroço de uma Supernova em detalhe:

Uma vez que a fusão de núcleos de silício produz um caroço de ferro o destino da estrela está selado. Como o ferro não libera energia em reações de fusão, energia é apenas perdida pelo caroço pela emissão de neutrinos em várias reações. Neutrinos pouco interagem com a matéria, o que faz com que sua energia seja levada com eficiência para fora da região central da estrela. Esta então se contrai e a estrela está à beira do colapso.

Como a densidade aumenta pela contração, elétrons se combinam a prótons, produzindo neutrons e mais neutrinos, em um processo chamado de neutronização. O resfriamento e contração da região central se acelera e este então se torna extremamente rígido. Todo este processo dura uma fração de um segundo. A figura abaixo mostra esquematicamente o processo de colapso do caroço de Fe e das camadas externas e conseqüente explosão de uma supernova.
 

Com a implosão do caroço central, a pressão no interior da estrela cai e as regiões à volta do centro implodem atingindo velocidades da ordem de 100,000 km/s. Este material colide violentamente com o caroço rígido, sendo rebatido para fora a velocidades ainda maiores. Forma-se uma onda de choque que se acelera e, em poucas horas, atinge a superfície da estrela a milhares de km/s.

O processo é tão rápido que precisamos de simulações em supercomputadores para reproduzí-lo. Mapas de densidade e de fluxo de matéria mostram em detalhe o que deve ocorrer nas regiões inacessíveis às observções.

Ao ejetar violentamente grande parte de seu interior, a luminosidade da estrela em seus extertores aumenta por um fator da ordem de 10⁸ , ou 20 magnitudes. Em 1987, uma supernova explodiu em uma galáxia satélite da nossa, a Grande Nuvem de Magalhães. Aquele evento, designado SN1987A (a primeira supernova descoberta no ano de 1987) foi visível a olho nu, atingindo uma luminosidade máxima 85 dias após a explosão, e então lentamente diminuindo de brilho por dois anos. A curva de luz para SN1987A é mostrada a seguir:
 

Apesar de ser extremamente luminosa, apenas 1% da energia de uma supernova é liberada no domínio ótico do espectro. O restante é emitido na forma de neutrinos ou perdido durante a explosão, na forma de energia cinética das camadas ejetadas. O grosso da luminosidade inicial da supernova é emitido pelas camadas da estrela à medida em que se expandem e refriam. Após vários meses, este material ejetado pela explosão se resfria a ponto de quase não mais emitir no ótico. A luz gerada neste estágio é devida ao decaimento radioativo de elementos como níquel e cobalto, produzidos e ejetados durante a explosão.
 

Nucleosíntese:

Há mais de 100 elementos químicos existentes na natureza e sua classificação leva à tabela periódica. Um dos grandes sucessos da teoria de evolução estelar foi sua capacidade de explicar a origem dos elementos. Alguns deles foram formados quando o Universo era bem jovem, logo após o Big Bang (ver a parte de Galáxias e Cosmologia). Nesta época inicial, a matéria de todo o Universo estava a alta densidade e temperatura (esta última da ordem de dezenas de milhões de graus). A fusão nuclear nestes primeiros instantes produziu os elementos mais leves: hélio, lítio, berílio e boro.

Todos os demais elementos, por outro lado, foram formados no interior de estrelas. Do carbono ao ferro, os núcleos atômicos foram formados pela fusão nuclear nas regiões centrais das estrelas. A fusão libera energia, mantendo altas a temperatura e pressão no interior da estrela.

Já núcleos mais pesados do que o de ferro, absorvem mais energia do liberam ao se fundir com outros núcleos. Assim, não servem como combustível para os interiores estelares. Onde são, então, produzidos esses núcleos pesados, que sabemos existir na natureza?
 

Os elementos pesados também são produzidos na região central das estrelas massivas, ao explodirem como supernovas. O mecanismo que faz com que eles sejam fabricados é chamado de captura neutrônica. Um núcleo atômico pode capturar um neutron mais facilmente do que um próton, pois o primeiro, sendo eletricamente neutro, não sofre repulsão elétrica pelo núcleo. Contudo, a existência de um neutron livre exige condições especiais. Essas partículas, quando livres, são instáveis, decaindo-se rapidamente em um próton e um elétron, em um processo que chamamos de decaimento beta. Além disso, a captura de um neutron pode também produzir um núcleo instável (ou seja, um isótopo instável do elemento original), que emite um pósitron (elétron com carga positiva) e um neutrino, tornando-se um núcleo de outro elemento. O diagrama abaixo mostra a formação de vários isótopos do elemento cádmio (Cd, de número atômico 48) por captura de neutrons. Até o número de massa 114, núcleos de Cd são estáveis; já o isótopo 115 é instável, rapidamente decaindo para o isótopo do elemento In de mesma massa atômica.
 

Há dois tipos de captura de neutrons: o processo s e o processo r. As letras se referem à rapidez com que ocorrem, s de "slow" (lento) e r de "rapid" (rápido). O processo s ocorre no caroço central de carbono de uma estrela. Ele ocorre desde que o tempo de decaimento de um núcleo instável seja longo comparado com o tempo necessário para capturar um neutron. O processo s leva à produção de núcleos até o bismuto; além deste elemento os núcleos que podem ser fabricados pela captura de neutrons são mais instáveis e decaem antes de poderem capturar um outro neutron.

O processo r leva à produção de núcleos muito pesados e cheios de neutrons. Neste caso, a captura de neutrons se dá em um ambiente suficientemente denso para que mesmo núcleos de tempo de decaimento curto não tenham tempo de decair. A alta densidade de neutrons necessária para o processo r é encontrada somente no centro de uma estrela massiva quando ela explode como supernova. Assim sendo, todos os elementos mais pesados encontrados (radium, urânio, plutônio, etc) são formados em explosões de supernovas. Essas explosões também são responsáveis pelo enriquecimento do gás do meio interestelar, semeando com uma riqueza maior de elementos químicos as nuvens moleculares que geram novas estrelas e sistemas planetários em seu torno.

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