Ao olharmos para o céu noturno, observamos uma infinidade de cores e brilhos: é a manifestação de estrelas que, como os humanos, nascem, vivem e morrem; mas de uma forma muito mais épica. Embora se saiba que vidas humanas centenárias terão vida longa quando atingirem os 100 anos de idade, muitas das estrelas que vemos terão triliões de anos, mais tempo do que o Universo tem hoje.
Com base em estimativas astronômicas, a NASA (agência espacial dos Estados Unidos) afirma em seu site que pode haver até um septilhão de estrelas no cosmos. Para se ter uma ideia do que isso representa, basta escrever o número 7 em uma folha de papel seguido de 24 zeros. Só na nossa Via Láctea, além do nosso Sol, que consideramos bastante grande, existem mais de 100 bilhões de estrelas.
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Cada uma é uma esfera gigante de gás e plasma extremamente quente e denso que, mantido pela gravidadepassa por um processo de fusão nuclear contínua em seu núcleo, onde principalmente átomos de hidrogênio são transformados em hélio, gerando quantidades gigantescas de energia.
Como nascem as estrelas?
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 cobrindo áreas de até centenas de anos-luz, essas regiões são extremamente frias, com temperaturas abaixo de -243°C. Nessas condições, o hidrogênio atômico combina-se em hidrogênio molecular (H2).
Essas moléculas energeticamente mais estáveis desempenham um papel fundamental no colapso gravitacional, que ocorre em estágios distantes e em diferentes regiões da nuvem. Nestes locais, o gás resfria ainda mais o material, reduzindo assim a pressão térmica interna. Como resultado, a gravidade se torna a força dominante e causa o colapso de alguns aglomerados (regiões mais densas).
O colapso em direção ao centro significa que a gravidade puxou material de um aglomerado para a nuvem molecular. Durante esse processo, o atrito entre as partículas aquece o material, formando uma região central densa e quente, chamada protoestrela: estrela bebê.
Na sua “infância”, a energia que alimenta a protoestrela provém da energia térmica libertada pelo seu colapso inicial. Depois de milhões de anos, o aumento das pressões e 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 já citada fusão nuclear, que mantém a estrela “viva”. ”Durante sua existência.
Vida estelar
Estrelas que estão adquirindo autonomia por meio da fusão nuclear do hidrogênio em hélio são chamadas pelos astrônomos estrelas da sequência principalque é a fase mais longa da vida estelar. 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 que a estrela queima seu combustível é a sua massa. Aqueles com baixa massa (até oito vezes a do Sol) são geralmente mais escuros e mais frios, queimando por mais tempo, enquanto aqueles com mais massa (acima de oito Sóis) têm que queimar seu combustível mais rapidamente para gerar a energia necessária para alimentar o Sol. não desmorone sob seu peso.
Morte de uma estrela
O fim da vida de uma estrela começa no momento em que seu núcleo fica sem hidrogênio para se converter em hélio. Sem a pressão criada pela fusão nuclear, o corpo celeste não consegue mais equilibrar a tendência da gravidade de unir a matéria. Mas, ao contrário dos humanos, os corpos das estrelas aumentam gradualmente de tamanho.
Quanto aos estágios finais da morte, serão determinados diretamente pela massa da estrela.
Estrelas de baixa massa
Neste tipo de estrela, quando o núcleo é “comprimido” pela gravidade, a sua temperatura e pressão aumentam tanto (para cerca de 100 milhões de graus Celsius) que se inicia o processo triplo-alfa: dois núcleos de hélio (partículas alfa) fundem-se para formar berílio. -8, que captura rapidamente outro núcleo de hélio, formando carbono-12.
A conversão do hélio em carbono dá sobrevivência à estrela, mas sua atmosfera se expande muito, transformando-a em um gigante vermelho que destrói planetas próximos (o Sol fará isso, mas em alguns bilhões de anos). Pulsante e instável, a estrela acabará ejetando periodicamente todas as suas camadas externas, criando uma nuvem de poeira e gás, o nebulosa planetária.
Da estrela que já existiu, restará apenas o núcleo, denominado nesta fase anã brancamas na verdade apenas uma brasa estelar do tamanho da Terra que, dentro de alguns bilhões de anos, se apagará definitivamente.
Estrelas de alta massa
Embora a fusão do hélio em carbono seja um processo comum em estrelas de todas as massas que atingem a fase de gigante vermelha, em estrelas massivas é mais rápida, mais quente e causa outras fusões subsequentes em elementos cada vez mais pesados, como néon, oxigênio, silício, até atingir o grupo do ferro (ferro, níquel, cobalto).
Nesse processo, o ferro é o limite, pois fundir elementos mais pesados do que consumiria energia em vez de liberá-la. Neste ponto, a estrela desenvolveu uma estrutura em camadas, como uma “casca de cebola”, com os elementos mais pesados no centro. Quando o núcleo de ferro finalmente entra em colapso, a estrela explode como uma supernova.
Embora a fusão do hidrogénio possa durar milhões de anos, esta fase final em que o silício se funde em ferro pode deixar a estrela sem combustível numa questão de dias. A explosão deixará para trás uma enorme nuvem de detritos, o remanescente da supernova. Esta formação e também as nebulosas planetárias de estrelas de baixa massa serão a fonte das futuras nuvens moleculares, que darão origem a uma nova geração de estrelas.
Núcleos de estrelas supermassivas
O núcleo que sobrou de uma explosão de supernova pode se tornar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, dependendo da sua massa. De acordo com a NASA, núcleos entre 1,4 e 3 massas solares darão origem a uma estrela de nêutrons superdensa do tamanho de uma cidade, enquanto os núcleos restantes acima de 3 massas solares resultarão em um buraco negro.
No primeiro caso, a densidade do núcleo aumenta tanto durante o colapso que os elétrons são forçados a se combinar com os prótons e formar nêutrons, resultando em uma massa gigante de partículas subatômicas neutras. Mas, a partir do 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.
No caso do buraco negroa gravidade supera todas as forças conhecidas, resultando na formação de um horizonte de eventosum limite teórico do qual nem a luz nem qualquer informação podem escapar. Ponto sem retorno no mapa do Universo, talvez esta fronteira no espaço-tempo seja a lápide metafórica definitiva para o fim de uma estrela massiva.
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