Por Como será a vida de uma estrela? Ao contemplar o céu noturno, podemos observar uma diversidade de cores e brilhos: é a representação das estrelas que, de maneira semelhante aos seres humanos, nascem, vivem e morrem, porém de maneira mais grandiosa.
Enquanto vidas humanas centenárias são consideradas longas ao ultrapassarem os 100 anos, muitas das estrelas que vemos alcançarão trilhões de anos, mais do que a idade atual do Universo.
De acordo com cálculos astronômicos, a Nasa menciona em seu site a possibilidade de existirem até um septilhão de estrelas no universo.
Para ilustrar essa quantidade, basta escrever o número 7 em uma folha de papel seguido por 24 zeros.
Somente em nossa Via Láctea, além do nosso Sol, que é considerado relativamente grande, existem mais de 100 bilhões de estrelas.
Cada uma dessas estrelas é uma esfera imensa de gás e plasma extremamente quente e denso que, sustentada pela gravidade, passa por um processo contínuo de fusão nuclear em seu núcleo, onde átomos de hidrogênio se convertem em hélio, produzindo quantidades enormes de energia.
Como as estrelas nascem?
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A vida de uma estrela começa com extensas nuvens de gás e poeira conhecidas como nuvens moleculares. Com dimensões variando de mil a 10 milhões de massas solares e abrangendo áreas de até centenas de anos-luz, essas regiões são extremamente frias, com temperaturas abaixo de -243°C.
Nessas condições, o hidrogênio atômico se transforma em hidrogênio molecular (H2).
Essas moléculas, mais estáveis energeticamente, desempenham um papel crucial no processo de colapso gravitacional, que ocorre em estágios distintos e em diferentes partes da nuvem.
Nestes locais, o gás continua a se resfriar, reduzindo a pressão térmica interna. Isso faz com que a gravidade se torne a força predominante, levando alguns aglomerados (regiões mais densas) a entrarem em colapso.
O colapso em direção ao centro implica que a gravidade atraiu o material de um aglomerado para o interior da nuvem molecular. Durante esse processo, o atrito entre as partículas gera calor, resultando em uma região central densa e quente, conhecida como protoestrela: uma estrela jovem.
Na sua fase inicial, a energia que sustenta a protoestrela provém da energia térmica liberada pelo seu colapso inicial.
Após milhões de anos, o aumento das pressões e temperaturas leva os núcleos dos átomos de hidrogênio a iniciar a fusão, onde prótons se combinam para formar núcleos de hélio, o processo de fusão nuclear que mantém a estrela ativa ao longo de sua vida.
Vida de uma estrela
Estrelas que estão alcançando independência por meio da fusão nuclear de hidrogênio em hélio são conhecidas como estrelas da sequência principal pelos astrônomos, sendo esta a fase mais duradoura da vida estelar.
O Sol, por exemplo, está atualmente na metade de seu período na sequência principal.
Essa informação vem por meio das sutis alterações em sua luminosidade, tamanho e temperatura ao longo de milhões ou bilhões de anos. A velocidade com que a estrela consome seu combustível é determinada pela sua massa.
Estrelas de baixa massa (até oito vezes a massa do Sol) tendem a ser mais opacas e mais frias, queimando por períodos mais longos.
Enquanto isso, as mais massivas (acima de oito sóis) precisam queimar seu combustível de forma mais acelerada para produzir a energia necessária e evitar o colapso sob sua própria gravidade.
Morte de uma estrela
O ciclo de vida de uma estrela chega ao fim quando o núcleo não possui mais hidrogênio para se transformar em hélio.
Sem a pressão da fusão nuclear, a estrela não consegue mais equilibrar a força da gravidade.
Ao contrário dos seres humanos, as estrelas gradualmente aumentam de tamanho à medida que envelhecem. Os estágios finais da morte estelar são determinados pela massa da estrela.
Estrelas de baixa massa
Neste tipo de estrela, quando o centro é comprimido pela força da gravidade, a temperatura e pressão aumentam significativamente (em torno de 100 milhões de graus Celsius), dando início ao processo triplo-alfa: dois núcleos de hélio (partículas alfa) se combinam para formar berílio-8, que logo captura outro núcleo de hélio, resultando em carbono-12.
A transformação de hélio em carbono prolonga a vida da estrela, porém sua atmosfera se expande consideravelmente, a tornando uma gigante vermelha que destrói os planetas próximos (como o Sol fará daqui a alguns bilhões de anos).
Com pulsações e instabilidade, a estrela eventualmente expelirá periodicamente todas as suas camadas externas, formando uma nuvem de poeira e gás, a nebulosa planetária.
Do que um dia foi a vida de uma estrela, restará apenas o núcleo, conhecido nessa fase como anã branca, que na verdade é apenas uma pequena estrela do tamanho da Terra que, em alguns bilhões de anos, se apagará completamente.
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Estrelas de alta massa
A fusão de hélio em carbono é um processo comum em estrelas de todas as massas que atingem a fase de gigante vermelha.
Nas estrelas massivas, esse processo é mais rápido e mais quente. Ele leva à fusões subsequentes em elementos mais pesados, como neônio, oxigênio, silício e, por fim, o grupo do ferro (ferro, níquel, cobalto).
O ferro é o limite nesse processo, pois fundir elementos mais pesados consumiria energia em vez de liberá-la.
A estrela desenvolve então uma estrutura em camadas, com os elementos mais pesados no centro, semelhante a uma “casca de cebola”. Quando o núcleo do ferro colapsa, a estrela explode como uma supernova.
Enquanto a fusão do hidrogênio pode durar milhões de anos, o estágio final em que o silício se funde em ferro pode deixar a estrela sem combustível em questão de dias.
A explosão resulta em uma imensa nuvem de detritos, a remanescente de supernova.
Essa formação, juntamente com as nebulosas planetárias das estrelas de baixa massa, será a fonte de futuras nuvens moleculares, dando origem a uma nova geração de estrelas.
Núcleos das estrelas supermassivas
O núcleo restante de uma explosão de supernova pode se transformar em uma estrela de nêutrons ou em um buraco negro, dependendo de sua massa.
De acordo com a Nasa, núcleos com massas entre 1,4 e 3 solares originam uma estrela de nêutrons superdensa do tamanho de uma cidade. Enquanto isso, seus núcleos possuem mais de 3 massas solares resultam em um buraco negro.
Na primeira situação, a densidade do núcleo aumenta durante o colapso, forçando elétrons a se unirem com prótons e formarem nêutrons, criando uma massa gigante de partículas neutras subatômicas.
Quando essas partículas se comprimem muito próximas umas das outras, uma força quântica chamada pressão de degenerescência surge, resistindo à gravidade.
Por outro lado, no caso do buraco negro, a gravidade vence todas as forças conhecidas, levando à formação de um horizonte de eventos, um limite teórico do qual nem a luz nem qualquer informação podem escapar.
Essa fronteira no espaço-tempo é o ponto sem retorno na vida de uma estrela, talvez sendo uma lápide metafórica definitiva para o fim.
Fonte: CNN
