Experiência Virtual - Faça Sua Própria Estrela

Laboratório 
Faça Sua Própria Estrela

Use nosso simulador estelar para fazer sua própria estrela! Você determina o destino de sua estrela configurando as características iniciais. E depois vê como sua história de vida se revela diante de seus olhos. Aqui está nosso guia para os controles e telas de Faça Sua Própria Estrela. Mas, primeiro, uma breve introdução…

Introdução às Estrelas

Todas as estrelas têm um começo e um fim. Mas seus ciclos de vida variam. Algumas têm vida curta, ao passo que outras permanecem brilhantes por muito tempo. Algumas acabam como anãs brancas, enquanto outras se transformam em estrelas de nêutrons ou buracos negros.

Você determina o destino de sua estrela configurando as características iniciais...

As estrelas produzem energia através de um processo chamado de fusão. Átomos de elementos mais leves se combinam para formar átomos de elementos mais pesados. No processo de fusão mais comum do universo, o hidrogênio se combina para formar hélio. Isso é o que está acontecendo no Sol neste exato momento. Em algumas estrelas, o hélio se funde em carbono e oxigênio. Esses elementos podem então se fundir em outros ainda mais pesados.

Há dois fatores principais que determinam como a vida de uma estrela se desenvolve:

• A massa da estrela — quanta matéria existe nela.
• A proporção da estrela que é feita de metal.

Para os astrônomos, o termo “metal” não significa apenas ferro, cobre e outros elementos que normalmente imaginamos como metais. Quaisquer elementos que não sejam hidrogênio e hélio são chamados de metais. (Isso pode parecer estranho, mas é assim que o termo "metal" é definido pelos astrônomos.)

Uma estrela perto do começo e do fim de seu ciclo de vida: Protoestrela (esquerda) e Estrela de Nêutrons (direita).

Estrelas são bolas gigantes de gás em equilíbrio entre gravidade e calor. A gravidade puxa o gás para dentro, causando retração, enquanto a pressão em função do calor interno empurra a estrela rumo à expansão. Ajuda se pensarmos nas estrelas como se estivessem em um ato de equilíbrio: à beira de um colapso gravitacional que é evitado apenas pelo calor gerado por meio de fusão nuclear. As estrelas mais maciças precisam queimar combustível muito mais rapidamente que estrelas mais leves a fim de manter o equilíbrio. Apesar de terem muito mais combustível, elas envelhecem muito mais rápido—em milhões de anos, em vez de bilhões.

A metalicidade das estrelas é sua proporção de elementos além de hidrogênio e hélio. Isso tem um efeito no equilíbrio entre gravidade e calor, porque afeta a facilidade com que o calor gerado é capaz de empurrar o gás para fora. Uma metalicidade maior significa que a estrela é mais opaca—menos transparente—a fótons. Portanto, a luz e o calor têm mais trabalho antes de escapar da estrela.

Varie a Massa e o Teor de Metal para Determinar o Destino de sua Estrela

Varie a massa e a proporção de metal para ver como o ciclo de vida de sua estrela muda.

Faça Sua Própria Estrela permite que você varie esses dois fatores usando barras deslizantes no canto inferior esquerdo da tela. Os números de massa são massas solares. Uma estrela com massa de 1,0 tem a mesma massa que nosso sol. Se você fizer a configuração para 100, sua estrela terá a massa de 100 sóis.

Os números de metal informam que proporção da estrela é feita de metal—elementos que não sejam hidrogênio e hélio. Por exemplo, se você configurar para 0,01, sua estrela terá 1/100 ou 1% de metal. A metalicidade de nosso Sol é de cerca de 0,02.

Estágios na Vida de uma Estrela

O diagrama de Hertzsprung – Russell apresenta estrelas visíveis em duas dimensões.

Depois que você tiver determinado a massa e a metalicidade, o destino de sua estrela estará traçado. Você verá uma lista dos estágios da vida de sua estrela no canto superior direito da tela. À medida que a animação progride, o estágio atual será realçado. Mas quais são esses estágios? O que esses termos significam? Esses nomes vêm de uma ferramenta usada pelos astrônomos, conhecida como diagrama de Hertzsprung – Russell. O nome é uma homenagem a dois astrônomos que, trabalhando independentemente, desenvolveram o diagrama.

O diagrama de Hertzsprung – Russell apresenta estrelas visíveis em duas dimensões. O eixo vertical é a luminosidade, ou o brilho absoluto da estrela comparado com nosso Sol. Uma estrela com luminosidade 1 é tão brilhante como o Sol. Luminosidade não é a mesma coisa que o brilho aparente das estrelas que vemos no céu. Uma estrela muito luminosa que esteja distante parecerá opaca, ao passo que uma estrela de baixa luminosidade que esteja próxima parecerá brilhante. A escala tem correção de distância. As estrelas que estão mais altas no diagrama são mais luminosas que aquelas mais embaixo. 

Estágios no ciclo de vida de uma estrela.

O eixo horizontal é a temperatura da superfície em graus Kelvin. As estrelas à esquerda são mais quentes que aquelas à direita.

A maioria das estrelas fica em uma área chamada de Seqüência Principal. Algumas estrelas gigantes são muito brilhantes, mas frias. Apesar de sua baixa temperatura elas possuem uma área superficial tão grande que irradiam muita energia e, conseqüentemente, são tão brilhantes quanto estrelas mais quentes, porém menores. As anãs brancas são mais opacas, mas quentes. As estrelas de nêutrons e os buracos negros também ficam nessa área inferior esquerda do diagrama.

Nosso Sol é uma estrela bastante comum. Ele é encontrado solidamente na seqüência principal.

O diagrama de Hertzsprung – Russell é um panorama das estrelas que vemos atualmente, mas também pode ser usado para descrever o ciclo de vida de uma determinada estrela. A maioria das estrelas passa a melhor parte de sua vida na Seqüência Principal. No fim, elas acabam se desviando dessa área. Então, sua massa e metalicidade irá determinar para onde elas vão, qual caminho elas irão seguir no diagrama de Hertzsprung – Russell.

Aqui está um resumo dos estágios pelos quais as estrelas passam. Nem todas as estrelas passam por todos os estágios. Observe também que as imagens estão em escalas diferentes, mostradas no canto inferior esquerdo de cada foto. E o tamanho de uma estrela em um determinado estágio dependerá da massa e metalicidade iniciais.

	Protoestrela Uma nuvem de poeira que se forma em função da gravidade. Ela fica quente o suficiente para que a fusão comece, e uma estrela nasce. Uma vez iniciada a fusão, o calor gerado internamente irá equilibrar o colapso gravitacional e a estrela se estabilizará.
	Seqüência Principal As estrelas passam a maior parte de suas vidas aqui, ficando gradualmente mais brilhantes e mais quentes e, conseqüentemente, movendo-se do canto inferior direito para o superior esquerdo do diagrama HR. Seu combustível principal é o hidrogênio que se funde em hélio.
	Falha de Hertzsprung No núcleo da estrela, a maior parte do hidrogênio se fundiu em hélio. O hélio mais denso forma um núcleo, e do lado de fora desse núcleo uma camada de hidrogênio continua a queimar. Em algum ponto o núcleo de hélio entra em colapso, enquanto a fusão de hidrogênio continua nas camadas mais externas. A estrela começa a se expandir e a surperfície se resfria. Apenas a temperatura da superfície é mais baixa; a temperatura do núcleo em si é mais alta quando o hélio se funde do que quando o hidrogênio se fundiu.
	Estrela de Hélio Nua Esse estágio ocorre para estrelas muito maciças após a Falha de Hertzsprung, quando as camadas mais externas da estrela se perdem em ventos estelares. Em vez de se tornar gigante, o compacto núcleo de hélio é tudo o que resta.
	Queima do Hélio do Núcleo A temperatura aumenta no núcleo em colapso. O hélio se funde em carbono e oxigênio.
	Ramo Assintótico das Gigantes À medida que o hélio combustível é consumido, o núcleo mais uma vez entra em colapso e as camadas externas se expandem e resfriam. A estrela se torna uma supergigante.
	Anã Branca Carbono/Oxigênio As camadas mais externas se expandem para fora da estrela, e o núcleo continua como uma anã branca. Esse é o destino de estrelas com menos massa.
	Estrela de Nêutrons Após várias outras rodadas de fusão, nas quais elementos mais pesados são formados, o núcleo colapsa ainda mais e fica bastante denso. A pressão radiativa do núcleo leva à perda explosiva das camadas externas. Temos uma supernova. O que sobra é uma estrela de nêutrons densa. Algumas estrelas de nêutrons são observadas como pulsares em alta rotação.
	Buraco Negro Se a estrela é muito maciça, o colapso do núcleo é tão grande que ele se transforma em um buraco negro, e não em uma estrela de nêutrons.

Agora Faça sua Própria Estrela...