O que são matéria escura e energia escura

Nada neste universo dura para sempre. Até as próprias estrelas deixam de existir. Quando olhamos para o céu noturno, as estrelas parecem eternas e imutáveis. Em relação às escalas de tempo humanas, as estrelas parecem existir para sempre, mas o universo está constantemente passando por mudanças. Se você vivesse por muitos bilhões de anos, veria o céu noturno mudar conforme novas estrelas nascem e outras morrem. A vida e a morte das estrelas são um ciclo constante que ocorre em todo o universo. A morte de uma estrela levará à formação de outra. O material que já foi parte de uma estrela será reciclado e usado na formação de outra geração de estrelas e planetas. Como as estrelas nascem e como elas morrem?

O Nascimento de uma Estrela

Cada estrela começa sua vida como uma vasta nuvem de gás hidrogênio localizada dentro de um berçário estelar chamado nebulosa. Tudo o que é necessário para que esse hidrogênio forme uma estrela é um processo externo que aquece o hidrogênio, fazendo com que ele se aglomere. À medida que mais matéria se aglomera, sua massa aumenta, assim como sua atração gravitacional. O processo de acreção se torna exponencial, pois mais massa significa mais gravidade, o que por sua vez aumenta ainda mais a massa. Uma vez que hidrogênio suficiente se aglomera, as temperaturas e pressões atingem um ponto crítico e o processo de fusão nuclear se inflama. No núcleo de cada estrela, núcleos individuais de hidrogênio são fundidos para formar hélio, um processo que libera uma quantidade tremenda de energia. Uma vez que a fusão nuclear é sustentada dentro de uma estrela em formação, ela se torna o que é chamado de estrela da sequência principal. Cada estrela da sequência principal existe em um estado de equilíbrio. A imensa gravidade da estrela está tentando esmagá-la, enquanto isso, o fluxo externo de energia da fusão nuclear neutraliza a gravidade. As duas forças opostas mantêm a estrela por inúmeras gerações. 

A Sequência Principal

Embora cada estrela nasça de forma semelhante, o tipo de estrela que se forma depende de quanta massa ela contém. A massa de uma estrela determinará outras características da estrela também, como sua gravidade e luminosidade. A sequência principal é uma maneira dos astrônomos determinarem os tipos estelares. A sequência principal é um gráfico que rastreia a luminosidade e a massa de uma estrela, e o tipo estelar é determinado por onde na sequência principal uma estrela cai. Por exemplo, estrelas de alta massa estão localizadas no topo da sequência principal, enquanto estrelas de baixa massa estão localizadas na parte inferior. O sol é uma estrela de massa média a baixa e, portanto, cai perto do meio da sequência principal. À medida que uma estrela evolui, ela se moverá para diferentes posições ao longo da sequência principal. Eventualmente, cada estrela se afastará completamente da sequência principal e entrará nos estágios finais de sua vida.

Morte Estelar

Como uma estrela termina sua vida e por quanto tempo ela existirá depende de onde ela cai na sequência principal. Estrelas de alta massa vivem vidas relativamente curtas e eventualmente se tornarão supernovas. Estrelas de menor massa brilharão por muitos bilhões de anos antes de evoluir para uma gigante vermelha e, eventualmente, uma anã branca. Pode parecer contraintuitivo que estrelas de alta massa vivam vidas mais curtas do que estrelas de baixa massa. Afinal, estrelas de alta massa contêm uma quantidade muito maior de combustível e, portanto, você pensaria que elas existiriam por mais tempo. Curiosamente, as temperaturas mais altas de estrelas de alta massa significam que elas queimam seu combustível muito mais rápido do que estrelas de baixa massa. Apesar de terem mais combustível, as estrelas mais massivas provavelmente existirão apenas por alguns milhões de anos antes de se tornarem supernovas . Enquanto isso, acredita-se que as estrelas de menor massa, chamadas anãs vermelhas, tenham uma vida útil de centenas de bilhões a trilhões de anos. Na verdade, as anãs vermelhas podem viver por tanto tempo que nenhuma anã vermelha de idade avançada foi observada no universo. 

Quando uma estrela de alta massa começa a ficar sem hidrogênio utilizável em seu núcleo, o estado de equilíbrio começa a se romper. O fluxo de energia para fora não é mais suficiente para neutralizar a gravidade da estrela, e a estrela começa a se contrair. À medida que a estrela entra em colapso, as pressões dentro do núcleo começam a disparar. O processo de fusão nuclear continua, só que agora é capaz de formar elementos ainda mais pesados, como carbono, oxigênio e nitrogênio. O processo de fusão nuclear continuará na tabela periódica até atingir o ferro. Embora algumas das estrelas mais massivas possam fundir ferro em seus núcleos, o processo requer mais energia do que libera. Uma vez que o ferro é feito no núcleo de uma estrela, ele entra em seus momentos finais. A estrela inteira colapsa sobre si mesma. No núcleo, as pressões se tornam tão altas que a distância entre átomos individuais é comprimida. Prótons e elétrons se fundirão para formar nêutrons e, eventualmente, o núcleo é composto de praticamente nada além de nêutrons. O núcleo se torna uma estrela de nêutrons . As camadas externas da estrela continuam seu colapso e ricocheteiam na estrela de nêutrons, resultando em uma explosão massiva chamada supernova. Para as estrelas mais massivas do universo, elas continuarão seu colapso além da formação de uma estrela de nêutrons, resultando na formação de um buraco negro .  

Estrelas de alta massa se apagam com um estrondo, mas estrelas de baixa massa se apagam com mais um gemido. Estrelas de baixa a média massa não contêm massa suficiente para formar uma estrela de nêutrons e uma supernova. Em vez disso, quando uma estrela de baixa massa fica sem hidrogênio utilizável, a estrela se expande e se torna uma gigante vermelha. O raio da estrela aumenta, mas sua massa permanece a mesma. Por causa disso, a gravidade da estrela não é forte o suficiente para segurar as camadas externas da estrela. As camadas externas da estrela são gradualmente sopradas para longe, formando uma concha de material estelar ao redor da estrela moribunda chamada nebulosa planetária. O núcleo da estrela entra em colapso sob imensa pressão, mas não se torna uma estrela de nêutrons. Em vez disso, o núcleo de uma estrela de baixa massa se torna uma anã branca. Dada a massa do nosso sol, ela provavelmente morrerá dessa forma, formando uma nebulosa planetária e uma anã branca em cerca de cinco bilhões de anos. 

Morte e Renascimento

A morte de uma estrela não é o fim de sua história. Surpreendentemente, o material criado pela fusão nuclear um dia será usado na formação de uma nova geração de estrelas e planetas. Na verdade, com base na composição química do sol , os astrônomos acreditam que seja uma estrela de terceira geração. Isso significa que o material que compõe o sol e os planetas já foi parte de dois sistemas solares completamente diferentes que existiram muito antes do nosso. A morte de uma estrela geralmente resultará na formação de outra, por isso é definida como um ciclo. No entanto, um dia esse ciclo terminará. Embora o universo contenha uma grande quantidade de hidrogênio, não é uma quantidade infinita. Eventualmente, as estrelas fundirão a maior parte do hidrogênio utilizável no universo em elementos mais pesados, e o processo de formação de estrelas lentamente chegará ao fim. Muitos trilhões de anos a partir de agora, a formação de estrelas cessará completamente. Muitos trilhões de anos depois disso, as últimas estrelas se apagarão lentamente e o universo ficará escuro, como era antes das primeiras estrelas surgirem.