Ciclo de vida de uma pequena estrela

As estrelas realmente nascem da poeira estelar e, como as estrelas são as fábricas que produzem todos os elementos pesados, nosso mundo e tudo que nele existe também vêm da poeira estelar.

Nuvens dele, consistindo principalmente de moléculas de gás hidrogênio, flutuam na inimaginável frieza do espaço até que a gravidade os força a entrar em colapso e formar estrelas.

Todas as estrelas são criadas iguais, mas como as pessoas, elas vêm em muitas variações. O principal determinante das características de uma estrela é a quantidade de poeira estelar envolvida em sua formação.

Algumas estrelas são muito grandes e têm vidas curtas e espetaculares, enquanto outras são tão pequenas que mal tinham massa suficiente para se tornarem estrelas, e essas têm vidas extremamente longas. O ciclo de vida de uma estrela, como explicam a NASA e outras autoridades espaciais, é altamente dependente da massa.

Estrelas com aproximadamente o tamanho do nosso sol são consideradas estrelas pequenas, mas não são tão pequenas quanto vermelhas anões, que têm uma massa cerca de metade da do sol e estão tão perto de serem eternos quanto uma estrela pode obter.

O ciclo de vida de uma estrela de baixa massa como o Sol, que é classificada como estrela do tipo G, sequência principal (ou anã amarela), dura cerca de 10 bilhões de anos. Embora estrelas desse tamanho não se tornem supernovas, elas acabam com suas vidas de maneira dramática.

A gravidade, aquela força misteriosa que mantém nossos pés colados ao solo e os planetas girando em suas órbitas, é responsável pela formação de estrelas. Dentro das nuvens de gás interestelar e poeira que flutuam ao redor do universo, a gravidade aglutina as moléculas em pequenos aglomerados, que se libertam de suas nuvens originais para se tornarem proto-estrelas. Às vezes, o colapso é precipitado por um evento cósmico, como uma supernova.

Em virtude de sua massa aumentada, as proto-estrelas são capazes de atrair mais poeira estelar. A conservação do momento faz com que a matéria em colapso forme um disco giratório, e a temperatura aumenta devido ao aumento da pressão e da energia cinética liberada pelas moléculas de gás atraídas para o Centro.

Acredita-se que várias protoestrelas existam na nebulosa de Órion, entre outros lugares. Os muito jovens são muito difusos para serem visíveis, mas eventualmente tornam-se opacos à medida que se aglutinam. Quando isso acontece, o acúmulo de matéria captura a radiação infravermelha no núcleo, o que aumenta ainda mais a temperatura e a pressão, evitando que mais matéria caia no núcleo.

O envelope da estrela continua atraindo matéria e crescendo, entretanto, até que algo incrível aconteça.

É difícil acreditar que a gravidade, que é uma força comparativamente fraca, poderia precipitar uma cadeia de eventos que leva a uma reação termonuclear, mas é o que acontece. À medida que a proto-estrela continua a acumular matéria, a pressão no núcleo torna-se tão intensa que o hidrogênio começa a se fundir em hélio, e a proto-estrela se torna uma estrela.

O advento da atividade termonuclear cria um vento intenso que pulsa da estrela ao longo do eixo de rotação. O material que circula ao redor do perímetro da estrela é ejetado por este vento. Esta é a fase T-Tauri da formação da estrela, que é caracterizada por uma vigorosa atividade de superfície, incluindo erupções e erupções. A estrela pode perder até 50% de sua massa durante esta fase, que para uma estrela do tamanho do Sol, dura alguns milhões de anos.

Eventualmente, o material ao redor do perímetro da estrela começa a se dissipar, e o que resta se aglutina em planetas. O vento solar diminui e a estrela se estabelece em um período de estabilidade na sequência principal. Durante esse período, a força externa gerada pela reação de fusão do hidrogênio ao hélio que ocorre no núcleo equilibra a atração da gravidade para dentro, e a estrela não perde nem ganha matéria.

A maioria das estrelas no céu noturno são estrelas da sequência principal, porque este período é de longe o mais longo na vida de qualquer estrela. Enquanto na sequência principal, uma estrela funde hidrogênio em hélio, e continua a fazer isso até que seu combustível de hidrogênio se esgote.

A reação de fusão acontece mais rapidamente em estrelas massivas do que em estrelas menores, então estrelas massivas queimam mais quentes, com uma luz branca ou azul, e queimam por um tempo mais curto. Enquanto uma estrela do tamanho do Sol durará 10 bilhões de anos, uma gigante azul supermassiva pode durar apenas 20 milhões.

Em geral, dois tipos de reações termonucleares ocorrem em estrelas da sequência principal, mas em estrelas menores, como o Sol, apenas um tipo ocorre: a cadeia próton-próton.

Os prótons são núcleos de hidrogênio e, no núcleo de uma estrela, viajam rápido o suficiente para superar a repulsão eletrostática e colidir para formar núcleos de hélio-2, liberando um v-neutrino e um pósitron no processo. Quando outro próton colide com um núcleo de hélio-2 recém-formado, eles se fundem em hélio-3 e liberam um fóton gama. Finalmente, dois núcleos de hélio-3 colidem para criar um núcleo de hélio-4 e mais dois prótons, que continuam a reação em cadeia, então, ao todo, a reação próton-próton consome quatro prótons.

Uma subcadeia que ocorre dentro da reação principal produz berílio-7 e lítio-7, mas esses são elementos de transição que se combinam, após a colisão com um pósitron, para criar dois núcleos de hélio-4. Outra sub-cadeia produz berílio-8, que é instável e se divide espontaneamente em dois núcleos de hélio-4. Esses subprocessos respondem por cerca de 15% da produção total de energia.

Os anos dourados do ciclo de vida de um ser humano são aqueles em que a energia começa a diminuir, e o mesmo é verdade para uma estrela. Os anos dourados de uma estrela de baixa massa ocorrem quando a estrela consumiu todo o hidrogênio combustível em seu núcleo, período também conhecido como pós-sequência principal. A reação de fusão no núcleo cessa e a camada externa de hélio entra em colapso, criando energia térmica à medida que a energia potencial na camada em colapso é convertida em energia cinética.

O calor extra faz com que o hidrogênio na casca comece a se fundir novamente, mas, desta vez, a reação produz mais calor do que quando ocorria apenas no núcleo.

A fusão da camada de hidrogênio empurra as bordas da estrela para fora, e a atmosfera externa se expande e esfria, transformando a estrela em uma gigante vermelha. Quando isso acontecer com o Sol em cerca de 5 bilhões de anos, ele irá expandir a metade da distância para a Terra.

A expansão é acompanhada por temperaturas elevadas no núcleo à medida que mais hélio é despejado pelas reações de fusão de hidrogênio que ocorrem na casca. Ele fica tão quente que a fusão do hélio começa no núcleo, produzindo berílio, carbono e oxigênio, e quando essa reação (chamada de flash de hélio) começa, ela se espalha rapidamente.

Depois que o hélio na casca se esgota, o núcleo de uma pequena estrela não consegue gerar calor suficiente para fundir os elementos mais pesados ​​que foram criados, e a casca ao redor do núcleo desmorona novamente. Este colapso gera uma quantidade significativa de calor - o suficiente para iniciar a fusão do hélio na casca - e o novo reação começa um novo período de expansão durante o qual o raio da estrela aumenta em até 100 vezes o seu original raio.

Quando nosso sol atingir este estágio, ele se expandirá além da órbita de Marte.

Qualquer história do ciclo de vida de uma estrela para crianças deve incluir uma explicação sobre as nebulosas planetárias, porque elas são alguns dos fenômenos mais marcantes do universo. O termo nebulosa planetária é um nome impróprio, porque não tem nada a ver com planetas.

É o fenômeno responsável pelas imagens dramáticas do Olho de Deus (a Nebulosa da Hélice) e outras imagens semelhantes que povoam a internet. Longe de ser de natureza planetária, uma nebulosa planetária é a assinatura da morte de uma pequena estrela.

Conforme a estrela se expande em sua segunda fase de gigante vermelha, o núcleo simultaneamente colapsa em um branco superaquecido anão, que é um remanescente denso que tem a maior parte da massa da estrela original compactada em um tamanho da Terra esfera. A anã branca emite radiação ultravioleta que ioniza o gás na concha em expansão, produzindo cores e formas dramáticas.

As nebulosas planetárias não duram muito, dissipando-se em cerca de 20.000 anos. A estrela anã branca que permanece depois que uma nebulosa planetária se dissipou, no entanto, é muito duradoura. É basicamente um amontoado de carbono e oxigênio misturado com elétrons que são compactados de forma tão compacta que se diz que são degenerados. De acordo com as leis da mecânica quântica, eles não podem ser mais comprimidos. A estrela é um milhão de vezes mais densa que a água.

Nenhuma reação de fusão ocorre dentro de uma anã branca, mas ela permanece quente em virtude de sua pequena área de superfície, o que limita a quantidade de energia que irradia. Com o tempo, ele esfriará e se tornará uma massa negra e inerte de carbono e elétrons degenerados, mas isso levará de 10 a 100 bilhões de anos. O universo ainda não é velho o suficiente para que isso ocorra.

Uma estrela do tamanho do Sol se tornará uma anã branca quando consumir seu combustível de hidrogênio, mas uma estrela com uma massa em seu núcleo de 1,4 vezes o tamanho do Sol terá um destino diferente.

Estrelas com essa massa, conhecida como limite de Chandrasekhar, continuam a entrar em colapso, porque a força da gravitação é suficiente para superar a resistência externa da degeneração do elétron. Em vez de se tornarem anãs brancas, elas se tornam estrelas de nêutrons.

Uma vez que o limite de massa de Chandrasekhar se aplica ao núcleo depois que a estrela irradiou grande parte de sua massa, e uma vez que a massa perdida é considerável, a estrela deve ter cerca de oito vezes a massa do Sol antes de entrar na fase de gigante vermelha para se tornar uma estrela de nêutrons.

Estrelas anãs vermelhas são aquelas com uma massa entre metade e três quartos da massa solar. Elas são as mais frias de todas as estrelas e não acumulam tanto hélio em seus núcleos. Conseqüentemente, eles não se expandem para se tornarem gigantes vermelhos quando esgotam seu combustível nuclear. Em vez disso, elas se contraem diretamente em anãs brancas sem a produção de uma nebulosa planetária. Como essas estrelas queimam tão lentamente, no entanto, levará muito tempo - talvez até 100 bilhões de anos - antes que uma delas passe por esse processo.

Estrelas com massa inferior a 0,5 massas solares são conhecidas como anãs marrons. Na verdade, não são estrelas porque, quando se formaram, não tinham massa suficiente para iniciar a fusão do hidrogênio. As forças compressivas da gravidade geram energia suficiente para essas estrelas irradiarem, mas é com uma luz quase imperceptível na extremidade vermelha do espectro.

Como não há consumo de combustível, não há nada que impeça essa estrela de permanecer exatamente do jeito que está enquanto o universo durar. Pode haver um ou muitos deles nas vizinhanças imediatas do sistema solar, e porque eles brilham tão fracamente, nunca saberíamos que eles estavam lá.