Saiba como as estrelas nascem, vivem e morrem

Ao olhar para o céu noturno, observamos uma miríade de cores e brilhos: é a manifestação das estrelas que, assim como os humanos, nascem, vivem e morrem; porém de uma forma bem mais épica. Enquanto vidas humanas centenárias são noticiadas como longevas quando passam dos 100 anos, muitas das estrelas que vemos chegarão a trilhões de anos, mais do que o Universo tem hoje.

Com base em estimativas astronômicas, a Nasa (agência espacial dos Estados Unidos) afirma em seu site que podem existir até um septilhão de estrelas no cosmos. Para se ter uma ideia do que isso representa, basta escrever o algarismo 7 em uma folha de papel seguido de 24 zeros. Somente em nossa Via Láctea, além do nosso Sol, que consideramos bem grande, existem mais de 100 bilhões de estrelas.

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Cada uma delas é uma esfera gigante de gás e plasma extremamente quente e densa que, mantida pela gravidade, passa por um processo de fusão nuclear contínua em seu núcleo, onde principalmente átomos de hidrogênio se transformam em hélio, gerando quantidades gigantescas de energia.

Como as estrelas nascem?

Todas as estrelas se formam em imensas nuvens de gás e poeira chamadas nuvens moleculares. Com tamanhos entre mil e 10 milhões de massas solares, e abrangendo áreas de até centenas de anos-luz, essas regiões são extremamente frias, com temperaturas inferiores a -243°C. Sob essas condições, o hidrogênio atômico se combina em hidrogênio molecular (H2).

Essas moléculas mais energicamente estáveis têm um papel fundamental no colapso gravitacional, que ocorre em etapas distantes e em diferentes regiões da nuvem. Nesses locais, o gás resfria ainda mais o material, reduzindo assim a pressão térmica interna. Com isso, a gravidade se torna a força dominante e faz com que alguns aglomerados (regiões mais densas) entrem em colapso.

Colapsar em direção ao centro significa que a gravidade puxou o material de um aglomerado para dentro da nuvem molecular. Durante esse processo, o atrito entre as partículas aquece o material, formando uma região central densa e quente, chamada de protoestrela: uma estrela bebê.

Em sua “infância”, a energia que alimenta a protoestrela vem da energia térmica liberada pelo seu colapso inicial. Após milhões de anos, o aumento das pressões e das temperaturas faz com que os núcleos dos átomos de hidrogênio comecem a se fundir, ou seja, os prótons se unem para formar núcleos de hélio, a citada fusão nuclear, que mantém a estrela “viva” durante sua existência.

Vida de estrela

Estrelas que estão adquirindo sua autonomia através da fusão nuclear de hidrogênio em hélio são chamadas pelos astrônomos de estrelas da sequência principal, que é a fase mais longa da vida estelar. O nosso Sol está quase na metade de seu estágio de sequência principal. Sabemos disso através das lentas mudanças que ocorrem na sua luminosidade, tamanho e temperatura ao longo de milhões ou bilhões de anos.

O que determina a velocidade com a qual a estrela queima o seu combustível é a sua massa. As de baixa massa (até oito vezes maior que a do Sol) geralmente são mais escuras e mais frias, queimando por mais tempo, enquanto as mais massivas (acima de oito sóis) têm que queimar seu combustível mais rapidamente para gerar energia necessária para que não entrem em colapso sob seu peso.

Morte de uma estrela

O final da vida de uma estrela começa no momento em que seu núcleo fica sem hidrogênio para se converter em hélio. Sem a pressão criada pelo fusão nuclear, o corpo celeste já não tem mais como equilibrar a tendência da gravidade de unir matéria. Só que, diferentemente dos humanos, o corpo das estrelas aumenta aos poucos de tamanho.

Quanto aos estágios finais da morte, eles serão determinados diretamente pela massa da estrela.

Estrelas de baixa massa

Nesse tipo de estrela, quando o núcleo é “espremido” pela gravidade, sua temperatura e pressão sobem tanto (a cerca de 100 milhões de graus Celsius), que dão início ao processo triplo-alfa: dois núcleos de hélio (partículas alfa) se fundem para formar o beríio-8, que rapidamente captura outro núcleo de hélio, formando carbono-12.

A conversão de hélio em carbono dá uma sobrevida à estrela, mas sua atmosfera se expande muito, transformando-a em uma gigante vermelha que destrói os planetas próximos (o Sol fará isso, mas em alguns bilhões de anos). Pulsante e instável, a estrela acabará por ejetar periodicamente todas as suas camadas externas, criando uma nuvem de poeira e gás, a nebulosa planetária.

Da estrela que foi um dia, só restará o núcleo, chamado nessa fase de anã branca, mas na verdade apenas uma brasa estelar do tamanho da Terra que, em alguns bilhões de anos se apagará definitivamente.

Estrelas de alta massa

Embora a fusão de hélio em carbono seja um processo comum em estrelas de todas as massas que atingem a fase de gigante vermelha, nas estrelas massivas, ele é mais rápido, mais quente, e provoca outras fusões subsequentes em elementos cada vez mais pesados, como neônio, oxigênio, silício, até chegar no grupo do ferro (ferro, níquel, cobalto).

Nesse processo, o ferro é o limite, pois fundir elementos mais pesados que ele iria consumir energia em vez de liberá-la. A essa altura, a estrela desenvolveu uma estrutura em camadas, como uma “casca de cebola”, com os elementos mais pesados no centro. Quando o núcleo do ferro finalmente colapsa, a estrela explode como uma supernova.

Enquanto a fusão do hidrogênio pode durar milhões de anos, esse estágio final em que o silício se funde em ferro pode deixar a estrela sem combustível em questão de dias. A explosão irá deixar para trás uma imensa nuvem de detritos, a remanescente de supernova. Essa formação e também as nebulosas planetárias das estrelas de baixa massa serão a fonte de futuras nuvens moleculares, que darão origem a uma nova geração de estrelas.

Núcleos das estrelas supermassivas

O núcleo remanescente de uma explosão de supernova tanto poderá se transformar em uma estrela de nêutrons quanto em um buraco negro, dependendo de sua massa. Segundo a Nasa, núcleos entre 1,4 e 3 massas solares dão origem a uma estrela de nêutrons superdensa do tamanho de uma cidade, enquanto núcleos remanescentes acima de 3 massas solares resultarão em um buraco negro.

No primeiro caso, a densidade do núcleo aumenta tanto durante o colapso, que elétrons são forçados a se combinar com prótons e formar nêutrons, resultando em uma massa gigante de partículas subatômicas neutras. Mas, a partir de um momento em que essas partículas são comprimidas muito próximas umas das outras, ocorre uma força quântica chamada pressão de degenerescência, capaz de resistir à gravidade.

Já no caso do buraco negro, a gravidade supera todas as forças conhecidas, resultando na formação de um horizonte de eventos, um limite teórico do qual nem a luz ou qualquer informação pode escapar. Ponto sem retorno no mapa do Universo, talvez essa fronteira no espaço-tempo seja a lápide metafórica definitiva para o fim de uma estrela massiva.

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