março 13, 2004
Ventos estelares
As nebulosas planetárias nascem no final da vida de estrelas com massas similares à do Sol.
O que faz com que estas estrelas se transformem em nebulosas planetárias?
Esquema da vida de uma estrela do tipo solar
(in "Cosmic Butterflies - The Colorful Misteries of Planetary Nebulae" de S. Kwok).
Este diagrama representa a vida das estrelas do tipo solar (proposto por B. Paczynski em 1970).
No princípio (canto inferior direito do diagrama) a luminosidade destas estrelas resulta da queima de hidrogénio no núcleo - o que origina o hélio que também entrará em combustão.
Estas estrelas passam a maior parte de suas vidas nesta fase de queima nuclear de hidrogénio - quase 10.000 milhões de anos.
Quando se acaba o hidrogénio do núcleo, a estrela expande-se, transformando-se numa gigante vermelha, ao mesmo tempo que o seu núcleo se contrai.
Nesta fase a energia da estrela vem da queima do hidrogénio, não no núcleo, mas numa camada mais externa.
Como consequência do facto de que o núcleo se contrai ainda mais, o hélio volta a ser queimado no núcleo e a estrela experimenta mais uma fase de expansão nas camadas externas.
Quando a estrela entra no ramo assimptótico das gigantes (AGB) o seu núcleo já não queima hidrogénio nem hélio, e compõe-se do que sobrou das combustões anteriores, ou seja, de carbono e oxigénio.
Nesta fase, e por um período de aproximadamente 1 milhão de anos, a estrela continuará seu processo de expansão, ao mesmo tempo que a sua luminosidade crescerá, atingindo valores de 1.000 vezes a luminosidade do Sol.
Os ventos estrelares presentes nesta e nas fases imediatamente posteriores das estrelas do tipo solar (ou seja os ventos que ocorrem numa AGB -culminando na expulsão da nebulosa- e numa pós-AGB, englobando as fases AGB, proto planetária e nebulosa planetária, ver esquema) gradualmente expulsam o gás de hidrogénio das camadas mais externas, deixando exposto o núcleo quente.
O que sobra dos ventos estelares é a própria nebulosa planetária. Assim, aquela que denominamos a estrela central de uma nebulosa planetária é justamente a estrela da qual estivemos "acompanhando" a evolução.
Quando cessa a combustão do hidrogénio nas camadas externas, a estrela perde o seu brilho e transforma-se numa anã branca.
Em síntese, as estrelas do tipo solar, quando chegam às fases finais das suas vidas, expelem grande parte do gás da sua atmosfera, pelo menos em dois episódios distintos de perda de massa.
Primeiro, devido ao vento lento de uma estrela no ramo assimptótico das gigantes (ou estrela AGB), cuja velocidade típica é da ordem de 10 km/s, com uma taxa de perda de massa de 10-5 Msol/ano.
E depois, através do vento rápido, expelido durante a fase imediatamente posterior da estrela central (ou seja, no vento de uma pós-AGB), caracterizado por 10-7 Msol/ano e que alcança uma velocidade de até 2.000 km/s.
De salientar que a mais importante das características destes ventos é que eles ocorrem durante o último milhão de anos, de estrelas que vivem, tipicamente, 10.000 milhões de anos.
O que faz com que estas estrelas se transformem em nebulosas planetárias?
Esquema da vida de uma estrela do tipo solar
(in "Cosmic Butterflies - The Colorful Misteries of Planetary Nebulae" de S. Kwok).
Este diagrama representa a vida das estrelas do tipo solar (proposto por B. Paczynski em 1970).
No princípio (canto inferior direito do diagrama) a luminosidade destas estrelas resulta da queima de hidrogénio no núcleo - o que origina o hélio que também entrará em combustão.
Estas estrelas passam a maior parte de suas vidas nesta fase de queima nuclear de hidrogénio - quase 10.000 milhões de anos.
Quando se acaba o hidrogénio do núcleo, a estrela expande-se, transformando-se numa gigante vermelha, ao mesmo tempo que o seu núcleo se contrai.
Nesta fase a energia da estrela vem da queima do hidrogénio, não no núcleo, mas numa camada mais externa.
Como consequência do facto de que o núcleo se contrai ainda mais, o hélio volta a ser queimado no núcleo e a estrela experimenta mais uma fase de expansão nas camadas externas.
Quando a estrela entra no ramo assimptótico das gigantes (AGB) o seu núcleo já não queima hidrogénio nem hélio, e compõe-se do que sobrou das combustões anteriores, ou seja, de carbono e oxigénio.
Nesta fase, e por um período de aproximadamente 1 milhão de anos, a estrela continuará seu processo de expansão, ao mesmo tempo que a sua luminosidade crescerá, atingindo valores de 1.000 vezes a luminosidade do Sol.
Os ventos estrelares presentes nesta e nas fases imediatamente posteriores das estrelas do tipo solar (ou seja os ventos que ocorrem numa AGB -culminando na expulsão da nebulosa- e numa pós-AGB, englobando as fases AGB, proto planetária e nebulosa planetária, ver esquema) gradualmente expulsam o gás de hidrogénio das camadas mais externas, deixando exposto o núcleo quente.
O que sobra dos ventos estelares é a própria nebulosa planetária. Assim, aquela que denominamos a estrela central de uma nebulosa planetária é justamente a estrela da qual estivemos "acompanhando" a evolução.
Quando cessa a combustão do hidrogénio nas camadas externas, a estrela perde o seu brilho e transforma-se numa anã branca.
Em síntese, as estrelas do tipo solar, quando chegam às fases finais das suas vidas, expelem grande parte do gás da sua atmosfera, pelo menos em dois episódios distintos de perda de massa.
Primeiro, devido ao vento lento de uma estrela no ramo assimptótico das gigantes (ou estrela AGB), cuja velocidade típica é da ordem de 10 km/s, com uma taxa de perda de massa de 10-5 Msol/ano.
E depois, através do vento rápido, expelido durante a fase imediatamente posterior da estrela central (ou seja, no vento de uma pós-AGB), caracterizado por 10-7 Msol/ano e que alcança uma velocidade de até 2.000 km/s.
De salientar que a mais importante das características destes ventos é que eles ocorrem durante o último milhão de anos, de estrelas que vivem, tipicamente, 10.000 milhões de anos.
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