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O ciclo de vida de uma estrela

Por: Juliana Rocha

Nebulosa na constelação de Órion. NASA.

Nebulosa na constelação de Órion. NASA.

Você sabia que as estrelas nascem, crescem e morrem como todos nós? Interessante, não é?! As estrelas se formam a partir de grandes nuvens de gás e poeira conhecidas pelos astrônomos como nebulosas. A força da gravidade - que é a força de atração entre os corpos e, na Terra, nos impede, por exemplo, de sair flutuando pelo espaço - também atua nas nebulosas. Assim as partículas de poeira e gás vão se chegando, se chegando e, vencendo a tendência natural do gás para se espalhar pelo espaço, acabam por se fundir. Passado algum tempo, forma-se uma grande bola de gás e poeira, comprimidos a uma enorme pressão. Então, quando a temperatura dentro da bola atinge 15.000.000 ºC, algumas reações nucleares começam a acontecer, liberando energia sob a forma de luz. Pronto: eis uma nova estrela a brilhar!

Quanto tempo esta nova estrela irá durar depende da quantidade de poeira e gás acumulada durante a sua formação. É a temperatura de uma estrela que determina a sua cor. Existem estrelas azuis, vermelhas, amarelas... Com quase 20 vezes o tamanho do nosso Sol ou mesmo com menos da metade do tamanho dele. Viu quanta diversidade?!

Cabo de força estelar

Duas forças contrárias agem sobre a estrela durante toda a sua vida: a força da gravidade e a pressão gerada pelas reações nucleares que acontecem no núcleo deste corpo celeste. Enquanto a força de gravidade puxa as partículas que compõem a estrela para o centro, a pressão gerada pelas reações nucleares impulsiona estas mesmas partículas para fora. Imagine uma brincadeira de cabo de força: você puxa a corda para um lado e um amiguinho puxa para o outro. Se um de vocês puxar com mais força que o outro, o que acontece? O que puxou com menos força é lançado para frente enquanto o que puxou com mais força acaba dando alguns passos para trás, não é mesmo?! Já se os dois puxarem com a mesma força, ninguém se move. Então, nas estrelas é o equilíbrio entre a gravidade e a pressão gerada pelas reações nucleares que impede tanto que a estrela acabe explodindo em vários pedaços ou desmontando sobre si mesma.

Ecos de luz da supergigante vermelha V383 Mon. NASA.

Ecos de luz da supergigante vermelha V383 Mon. NASA.

O principal combustível usado pelas estrelas em suas reações nucleares é o gás hidrogênio. Após alguns bilhões de anos de brilho, dependendo da quantidade inicial de massa da estrela, ela fica sem esse gás para queimar. Uma vez que isto acontece, param as reações nucleares dentro da estrela. A estrela começa, então, a ruir sobre si mesma. O que se segue é semelhante ao processo de formação deste corpo celeste: com a contração da matéria mais afastada do núcleo, a temperatura e a pressão no interior da estrela começam novamente a subir. Esta condição contrabalança a força exercida pela gravidade e faz com que as camadas mais externas da estrela comecem a se expandir. A estrela cresce, ficando muito maior do que era durante os seus anos de vida mais brilhantes. Quando isto acontece, as estrelas passam a ser chamadas gigantes vermelhas. Se comparássemos uma estrela a uma mulher, poderíamos dizer que uma gigante vermelha é uma senhora bem velhinha.

Uma gigante bem velhinha...

E o que acontece quando estamos bem velhinhos? Uma gigante vermelha é uma estrela próxima do fim de sua vida. A forma como uma estrela morrerá também depende de sua massa inicial.

Uma estrela pequena ou média, ou seja, que pese entre 4/10 e três vezes mais que  nosso Sol, após atingir o estágio de gigante vermelha, continua a crescer ao mesmo tempo em que seu núcleo se comprime. A pressão força a fusão do gás hélio, presente no núcleo após a contração da matéria que a transformou em gigante vermelha, e a formação de carbono. Como a estrutura de um átomo de carbono é muito forte para continuar a ser comprimida e fundida, o núcleo se estabiliza. Com a estabilização do núcleo, as camadas externas da estrela começam a se desprender dela e a se espalhar pelo espaço formando novamente uma nuvem de gás e poeira... Finalmente, restam apenas 20% da massa inicial da estrela concentrados e esta quantidade de matéria continua seus dias esfriando e encolhendo, até não ter mais do que alguns poucos quilômetros de diâmetro. A estrela é chamada agora de anã branca. Sem combustível para queimar, a anã branca irradia o calor que ainda lhe resta por mais alguns bilhões de anos. Então, quando não há mais nenhum calor, descansa no espaço como uma massa escura e fria passando a ser chamada de anã negra.

Supernova em galáxia anã NGC 1569. Hubble/NASA.

Supernova em galáxia anã NGC 1569. Hubble/NASA.

Uma estrela massiva, ou seja, cinco ou mais vezes mais pesadas que o nosso Sol, tem um destino bem mais espetacular. Depois de atingir o estágio de gigante vermelha, o núcleo da estrela começa a ceder à força da gravidade e a encolher. Conforme encolhe, vai ficando mais denso e quente: novas reações começam a acontecer e suspendem o colapso do núcleo. Então, quando resta apenas ferro em seu interior, não há mais possibilidade de fusão: a estrutura do ferro não permite que seus átomos se fundam para formar elementos mais pesados. Em segundos, a temperatura do núcleo atinge mais de 100 bilhões ºC ,com os átomos de ferro se apertando em seu interior. A força de repulsão gerada pelos elétrons dos átomos de ferro supera a força da gravidade e, então, o núcleo da estrela se move rumo às partes mais externas num grande onda explosiva. Ao encontrar a matéria das camadas mais externas, o núcleo a aquece e se funde a ela, formando novos elementos químicos e radioativos. A explosão continua e impulsiona para o espaço toda a matéria da estrela. Esta explosão, que provoca um brilho intenso, é conhecida pelos astrônomos como supernova. O material estelar expulso pode colidir com outros fragmentos e formar novas estrelas e talvez mesmo planetas e luas.

Diferentemente do que acontece com estrelas pequenas e médias, o que resta do núcleo original das estrelas massivas não se estabiliza: a alta pressão força elétrons e prótons – as partículas negativas e positivas, respectivamente, que formam os átomos – a se combinarem formando nêutrons. Esse núcleo denso remanescente da supernova passa a ser chamado estrela de nêutrons. Algumas estrelas de nêutrons emitem uma radiação intermitente sendo chamadas de pulsares.

Mas pode ser que não reste nada após a explosão. Nem um grãozinho. No caso das estrelas com muita massa, ou seja, estrelas 15 ou mais vezes maiores que o nosso Sol, nem mesmo os nêutrons são capazes de permanecer. Neste caso, um buraco negro ocupa o espaço onde antes existia uma estrela.

Consultoria: Tereza Costa - Museu da Vida / Fiocruz

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