Qual é o ciclo de vida de uma estrela?

As estrelas são um dos objetos celestes mais singulares do Universo, embora existam trilhões deles por aí! Eles são auto-luminosos e geralmente feitos de plasma quente ligados por uma poderosa força gravitacional. Uma estrela brilha intensamente devido à reação termonuclear que ocorre em seu núcleo entre o hidrogênio e o hélio. O brilho das estrelas nem sempre é o mesmo e varia de acordo com o estágio em que está a evolução da estrela.

Agora, vamos dar uma olhada mais de perto na evolução estelar.

Evolução Estelar

O nascimento de uma estrela ocorre quando nuvens nebulosas de hidrogênio e gás hélio coalescem sob a força da gravidade. Frequentemente, é necessária uma onda de choque de uma supernova próxima para iniciar os gases reunindo-se e tornando-se mais densos. A formação de estrelas geralmente ocorre em nebulosas gasosas, onde a densidade da nebulosa é grande o suficiente para que os átomos de hidrogênio se liguem quimicamente para formar hidrogênio molecular. Nebulosas são freqüentemente chamadas de “berçários estelares” porque contêm material suficiente para produzir vários milhões de estrelas, o que leva à formação de aglomerados estelares.

Os densos pacotes do gás se contraem ainda mais, devido à gravidade, enquanto acumulam mais material da nuvem. A contração aquece o material, causando uma pressão para fora que diminui a taxa de contração gravitacional. Este estado de equilíbrio é conhecido como equilíbrio hidrostático. A contração chega a um ponto final quando o núcleo de uma proto-estrela (o nome geralmente dado a uma estrela jovem) fica quente o suficiente para o hidrogênio se fundir, um processo conhecido como fusão nuclear. Nesse estágio, a protoestrela se torna o que é conhecido como estrela de sequência.

O gás hidrogênio é o que queima predominantemente nas estrelas. É a forma mais simples de um átomo, contendo uma partícula carregada positivamente (o próton) e uma partícula carregada negativamente (o elétron) orbitando ao seu redor. Essas estrelas podem atuar como um forno estelar, fazendo com que os átomos de hidrogênio restantes se colidam. Em temperaturas centrais acima de 4 milhões, os átomos se fundem para formar o hélio (4He). Durante a fusão, alguns dos prótons são convertidos em partículas neutras chamadas nêutrons, em um processo chamado decaimento radioativo (decaimento beta). A energia liberada durante a fusão aquece ainda mais a estrela, causando a fusão de mais prótons. A fusão nuclear continua dessa forma sustentável por alguns milhões a vários bilhões de anos (ou até mais do que a idade atual do universo – 13,8 bilhões de anos).

Ao contrário das expectativas, as menores estrelas, chamadas de anãs vermelhas, na verdade vivem mais tempo. Apesar de ter mais combustível de hidrogênio, estrelas massivas (gigantes, supergigantes e hipergiantes) queimam rapidamente através de seu suprimento porque o núcleo estelar é mais quente e sob uma pressão muito maior do peso de suas camadas externas. As estrelas menores também fazem uso mais eficiente de seu combustível, pois ele é distribuído por todo o volume da estrela por meio do transporte por calor convectivo. Se a estrela for suficientemente grande e suficientemente quente (temperatura do núcleo acima de 15 milhões de graus), o hélio produzido nas reações de fusão nuclear continuará a se fundir para formar elementos mais pesados, como carbono, oxigênio, néon e, finalmente, ferro. Elementos mais pesados ​​que o ferro, como o chumbo, o ouro e o urânio, podem ser formados pela rápida absorção de nêutrons, que depois se decompõem em prótons.

Estrelas de Nêutrons e Buracos Negros

Estrelas eventualmente ficam sem material para queimar. Isso ocorre primeiro no núcleo da estrela, que é a parte mais massiva da estrela. O núcleo começa a colapsar gravitacionalmente, criando pressões e temperaturas extremas. O calor gerado pelo núcleo provoca a fusão nas camadas externas da estrela, onde permanece o hidrogênio. Como resultado, essas camadas externas se expandem para dissipar o calor gerado, tornando-se massivas e altamente luminosas. Isso é chamado de “fase gigante vermelha”. Estrelas menores que cerca de 0,5 massas solares pulam a fase gigante vermelha, já que elas não podem ficar quentes o suficiente. A contração do núcleo estelar resulta na explosão das camadas externas da estrela. O núcleo pára de se contrair quando a densidade atinge um ponto em que os elétrons estelares são impedidos de se aproximarem. Esta lei física é chamada Princípio de Exclusão de Pauli. O núcleo permanece neste estado de degeneração de elétrons chamado anã branca, esfriando gradualmente para se tornar uma anã negra.

Estrelas com mais de dez massas solares normalmente sofrerão mais explosões em suas camadas externas, resultando em uma supernova. Em estrelas mais massivas, o colapso gravitacional seria muito mais significativo quando as densidades no núcleo se tornassem incrivelmente altas.

Referências:

1. Evolução Estelar
2. Cosmos