Ciclo de vida de uma estrela de tamanho médio

A massa de uma estrela é a única característica que determina o destino desse corpo celestial. Seu comportamento no final da vida depende inteiramente de sua massa. Para estrelas leves, a morte chega silenciosamente, uma gigante vermelha trocando de pele para deixar a anã branca que escurece para trás. Mas o final para uma estrela mais pesada pode ser bastante explosivo!

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Estrelas médias são aquelas que, grandes demais para se transformarem em anãs brancas e pequenas demais para se tornarem buracos negros, passam seus anos de morte como estrelas de nêutrons. Os cientistas observaram que essa categoria tem um limite inferior de pouco acima de 1,4 massas solares e um limite superior próximo de 3,2 massas solares. (Uma "massa solar" é uma unidade de medida com aproximadamente a mesma massa do nosso Sol.)

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O tamanho de uma estrela é determinado pela quantidade de matéria disponível em sua nebulosa-mãe. Essa nuvem de poeira e gás começa a colapsar sobre si mesma devido à gravidade, formando uma massa cada vez mais quente, brilhante e densa em seu centro: uma proto-estrela.

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Quando a protoestrela está suficientemente quente e densa, o processo de fusão do hidrogênio começa a ocorrer em seu núcleo. A fusão produz pressão de radiação suficiente para neutralizar a força da gravidade; assim, cessa o colapso gravitacional. A protoestrela tornou-se uma estrela real em sua fase de sequência principal. A estrela passará a maior parte de sua vida neste período de estabilidade, gerando luz e calor por meio da fusão de hidrogênio em hélio por milhões de anos.

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Quando o núcleo da estrela fica sem hidrogênio, a gravidade faz o seu caminho mais uma vez - isto é, até as temperaturas subir alto o suficiente para permitir a fusão do hélio, que produz a pressão externa necessária para estabilizar coisas. Quando nenhum hélio é deixado, o ciclo começa novamente. O núcleo, portanto, oscila entre os estados de compressão e equilíbrio à medida que ocorrem cada vez mais reações de fusão em alta temperatura. Enquanto isso, o calor extremo faz com que a camada externa da estrela, ou "casca", se expanda a um raio comparável ao da órbita da Terra. A uma distância tão grande do núcleo, a casca esfriará o suficiente para ficar vermelha. A estrela agora é uma gigante vermelha.

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As reações nucleares cessam para sempre quando o núcleo da estrela é reduzido a ferro; esse elemento não se fundirá sem fontes de energia adicionais. O colapso gravitacional recomeça catastroficamente com uma força forte o suficiente para destruir os próprios núcleos dos átomos que constituem o núcleo. Isso gera tanta energia que a explosão domina o céu por anos-luz em todas as direções. A estrela se transformou em supernova.

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Enquanto isso, o que resta da estrela encolheu para um diâmetro não maior do que alguns quilômetros - aproximadamente o tamanho de uma cidade. Nessa densidade, a pressão externa gerada pelos prótons e nêutrons reagindo à compressão é finalmente suficiente para interromper a gravidade. A estrela é tão densa que, se você pudesse trazer uma colher de chá de seu material para a Terra, ela pesaria um trilhão de toneladas. Ele gira até 30 vezes por segundo e exibe um campo magnético muito grande. É uma estrela de nêutrons, o estágio final do ciclo de vida de uma estrela de tamanho médio.