Ciclo de vida estelar

Ciclo de vida estelar

1. As nebulosas ou nuvens moleculares são grandes aglomerados de gás e de poeiras existentes na galáxia, onde se formam as estrelas. Assim como as galáxias em geral, as nuvens moleculares são feitas quase que inteiramente de hidrogênio e hélio. Turbulências, como as causadas por uma explosão de supernova* nas proximidades, provocam crescentes adensamentos em algumas regiões da nebulosa formando glóbulos de gás frio que acabam colapsando sob seu próprio peso. Cada glóbulo dará origem a uma estrela.

   • À medida que o glóbulo colapsa, forma-se um disco em rotação com a protoestrela no centro; jatos bipolares de gás e poeira são gerados pelo disco rotante e pelo vento estelar da protoestrela. A pressão no centro da estrela aumenta aumenta até o ponto em que ela balança a força gravitacional, alcançando o equilíbrio hidrostático que faz parar o colapso.
     • No interior da protoestrela o núcleo continua aglomerando matéria das camadas externas a ele, ficando mais denso e mais quente. Quando a temperatura do núcleo fica alta o suficiente para iniciar as reações termonucleares a protoestrela passa a ser chamada de estrela, iniciando a fase de sua vida chamada sequência principal.

2. A massa mínima que a protoestrela precisa ter para seu núcleo atingir a temperatura alta o suficiente para acender as reações nucleares e formar uma estrela é de aproximadamente 10% da massa do Sol. Se a massa for menor do que isso ela será uma anã marrom, objeto com massa maior do que a de um planeta, porém menor do que a de uma estrela, não podendo manter fusão termonuclear.

3. A sequência principal é etapa mais longa da vida da estrela, quando ela está fundindo hidrogênio em hélio no núcleo e brilhando estavelmente, em equilíbrio hidrostático. Durante esse tempo as estrelas mantêm uma relação homogênea entre a luminosidade e a temperatura, determinada pela sua massa. As estrelas mais quentes (mais massivas) são as mais luminosas e as mais frias (as menos massivas) são menos luminosas.

   • A massa de uma estrela define a sua temperatura, a sua cor, o seu tamanho, a sua luminosidade e o seu tempo de vida na sequência principal. Quanto maior a massa, mais quente, mais azul e mais luminosa será a estrela, e menor será o seu tempo de vida.
     • Quando as estrelas consomem o hidrogênio no núcleo, que corresponde a aproximadamente 10% da sua massa total, elas saem da sequência principal. A geração de energia passa a se dar, então, em uma camada externa a este núcleo, onde a temperatura e a densidade são suficientes para continuar mantendo as reações nucleares. Como nenhuma energia é gerada no núcleo nesta fase, ele se contrai rapidamente, e a luminosidade da estrela aumenta um pouco. As camadas externas se reajustam ao aumento de luminosidade expandindo-se e. como a área superficial aumenta, sua temperatura diminui. Desta forma, a luminosidade aumenta e a estrela torna-se mais vermelha, tornando-se uma gigante vermelha.

4. A morte de uma estrela vai depender de sua massa. Se ela tiver menos de dez vezes a massa do Sol, quando tiver “queimado” todo o hélio do núcleo ela ejetará uma nebulosa planetária (sim, aquela lá do ínicio, que começou essa história toda) e o núcleo remanescente será uma Anã Branca. As Anãs Brancas podem ter tamanhos comparáveis aos da Terra, porém com massas próximas às do Sol. Uma anã branca é, portanto, o núcleo daquilo que era uma estrela gigante vermelha. Porém, se a estrela tiver uma massa maior que dez vezes a do Sol, ela terá uma morte catastrófica. Sem produção de energia, a pressão cai bruscamente e as camadas externas começam a despencar em direção ao centro da estrela, ali encontram-se com o núcleo sólido de ferro e quicam, sendo ejetadas para o espaço a altas velocidades: É o que chamamos de Supernova.

   • Uma supernova, ao contrário do que o nome parece indicar, não é uma estrela nova, mas sim uma explosão espetacular de uma estrela que terminou a sua vida. Esta explosão espalha os elementos constituintes da estrela pelo espaço, ao mesmo tempo que permite a formação de elementos mais pesados que o ferro. Estes elementos serão depois a semente de formação de mais estrelas em algum lugar na imensidão do espaço, completando, assim, um grande ciclo cósmico. O destino do núcleo que sobra após a explosão da supernova é, novamente, ditado pela massa. Estrelas muito pequenas e extremamente densas que são fontes pulsantes de ondas de rádio, formam uma estrela de nêutrons. E as estrelas com massa muito maior que a do Sol, após a fase das supernovas, originam buracos negros, objetos tão densos que atraem tudo, incluindo a própria luz.