Ciclo de vida completo de uma estrela

As estrelas são compostas principalmente de gases de hidrogênio e hélio. Eles variam dramaticamente em tamanho, luminosidade e temperatura, e vivem por bilhões de anos, passando por vários estágios. Nosso próprio sol é uma estrela típica, uma das centenas de bilhões que se espalham pela Via Láctea.

O ciclo de vida de uma estrela consiste em vários estágios bem definidos.

As estrelas nascem em grandes “berçários” galácticos chamados nebulosas, uma palavra latina que significa nuvem. As nebulosas são nuvens densas de poeira e gás que podem dar origem a centenas de estrelas. Em algumas regiões de uma nebulosa, o gás e a poeira se agrupam como aglomerados.

Uma nova estrela surge quando um desses aglomerados acumula tanta massa que entra em colapso sob a força de sua própria gravidade. O aumento da densidade da nuvem de condensação faz com que sua temperatura aumente significativamente. Eventualmente, a temperatura torna-se tão alta que ocorre a fusão nuclear, formando uma estrela “infantil” chamada protoestrela.

Depois que uma protoestrela junta massa suficiente das nuvens de gás e poeira ao redor, ela se torna uma estrela da sequência principal. As estrelas da sequência principal fundem átomos de hidrogênio para criar hélio em um processo conhecido como fusão nuclear. As estrelas podem existir neste estágio por bilhões de anos. Nosso sol está atualmente em seu estágio de sequência principal.

A luminosidade de uma estrela depende muito de sua massa. Quanto mais massiva for uma estrela da sequência principal, mais luminosidade ela exibirá. A cor de uma estrela da sequência principal é uma indicação da temperatura da estrela. Estrelas mais quentes aparecem em azul ou branco e estrelas mais frias aparecem em vermelho ou laranja. A massa de uma estrela também influencia sua vida útil. Quanto mais massa uma estrela tiver, menor será sua vida útil.

Depois de queimar por bilhões de anos, uma estrela da sequência principal acabará por esgotar seu suprimento de combustível, pois a maior parte de seu hidrogênio é convertida em hélio por meio da fusão nuclear. Neste ponto do ciclo de vida de uma estrela, o excesso de hélio faz com que a temperatura da estrela aumente. Quando isso ocorrer, a estrela se expandirá para se tornar uma gigante vermelha.

Os gigantes vermelhos são de cor vermelha brilhante. Eles também são maiores e muito mais luminosos do que as estrelas da sequência principal. Conforme o núcleo da gigante vermelha continua a entrar em colapso sob a força da gravidade, ele se tornará denso o suficiente para converter seu estoque restante de hélio em carbono. Isso ocorre ao longo de um período de aproximadamente 100 milhões de anos, até que seja hora de a estrela morrer. Assim como a massa ditará a luminosidade de uma estrela, ela também determinará a maneira como uma estrela morre.

As estrelas da sequência principal que têm massas menores acabam se tornando anãs brancas. Depois que uma gigante vermelha queimou seu suprimento de hélio, a estrela perderá massa. Seu núcleo de carbono restante continuará a esfriar e diminuir em luminosidade ao longo de bilhões de anos até que se torne uma anã branca.

Eventualmente, a estrela anã branca deixará de produzir energia e escurecerá para se tornar uma anã negra. As estrelas anãs brancas são menores, mais densas e menos luminosas do que as estrelas gigantes vermelhas. A densidade das estrelas anãs brancas é tão grande que uma mera colher de matéria anã branca pesaria várias toneladas.

As estrelas da sequência principal que têm massas maiores estão destinadas a morrer em explosões dramáticas e violentas chamadas supernovas. Depois que essas estrelas queimaram seu suprimento de hélio, o núcleo de carbono restante é eventualmente convertido em ferro. Esse núcleo de ferro então entrará em colapso sob seu próprio peso até chegar a um ponto onde a matéria começa a ricochetear em sua superfície.

Quando isso acontece, ocorre uma explosão massiva que vai gerar um flash de luz brilhante que às vezes pode ser igual à luminosidade de uma galáxia inteira de estrelas. Durante algumas explosões de supernova, prótons e elétrons se combinam para formar nêutrons. Isso, por sua vez, leva à formação de estrelas extremamente densas chamadas estrelas de nêutrons.