Estruturas do Universo

Uma estrela é uma esfera gasosa que se mantém coesa pela força de sua própria gravidade. Nosso Sol é uma estrela e os cientistas o estudam não apenas para monitorar sua influência sobre nossas vidas, mas também para obter conhecimentos que podem ser aplicados às estrelas em geral.

A vida de uma estrela é uma luta constante contra a força da gravidade, cuja ação, de fora para dentro, tende a causar seu desmoronamento (colapso) sobre si mesma.

O núcleo da estrela, entretanto, é muito quente e cria umas pressão dentro do gás, de dentro para fora, de modo que as coisas se equilibram e a esfera estelar se mantém estável.

Esta condição, criada pela contraposição da pressão interna à força gravitacional, chama-se equilíbrio hidrostático. Enquanto este equilíbrio é mantido, a integridade da estrela é preservada.

Durante quase todo o ciclo de vida da estrela, o calor interno e a radiação, necessários para a manutenção do equilíbrio, são garantidos pelas reações nucleares que ocorrem no centro. Esta fase é chamada de sequência principal, sendo este o estágio em que se encontra nosso Sol.

Como tudo na natureza, uma estrela nasce, vive e morre. Baseados em observações de estrelas em todas as suas fases, os astrônomos determinaram um ciclo que todas elas parecem seguir.

Todas as estrelas nascem do colapso de material de uma nuvem molecular gigante (nebulosa). Nuvens desse tipo formam-se no espaço e são compostas principalmente de gás e poeira, e as moléculas dominantes são de hidrogênio e hélio.

Turbulências dentro da nuvem formam nós (junções localizadas de matéria), os quais podem colapsar (desabar sobre si mesmos), devido à sua própria atração gravitacional. À medida que os nós decaem, o material de seu centro vai ficando mais denso e começa a esquentar. Esses núcleos quentes são chamados de protoestrelas, e futuramente se tornarão estrelas.

Assim, não é a nuvem molecular que se transforma em uma grande estrela. Dentro dela, formam-se vários nós, e cada um deles evoluirá para gerar uma nova estrela.

Com o tempo, uma protoestrela vai ganhando mais massa, por atrair gravitacionalmente matéria ao seu redor e, assim, seu núcleo vai ficando cada vez mais quente, até atingir níveis de densidade e temperatura tão altos que começa a ocorrer a fusão do hidrogênio com o hélio. A temperatura necessária para desencadear o processo é de aproximadamente 15 milhões de graus.

É nesse momento que a estrela entra na sua sequência principal, o período mais longo de sua vida. Durante esta fase, a fusão nuclear ocorre de forma contínua, e a radiação e o calor gerados por essas reações reprimem a força gravitacional, evitando o colapso, isto é, mantendo o já mencionado equilíbrio hidrostático.

Mas um dia o hidrogênio combustível se esgotará. O que será da estrela, quando este momento chegar?

A longevidade e o destino final de uma estrela depende de sua massa (quantidade de matéria).

Quanto mais massa tiver uma estrela, maior ela será, e também mais quente e mais azul. Além disso, terá menos tempo na sequência principal.

Isso porque estrelas mais massivas queimam seu combustível mais rapidamente. As estrelas com menos massa usufruem do equilíbrio por mais tempo.

Estrelas do porte do Sol vivem aproximadamente 10 bilhões de anos. Sabe-se que a idade de nosso astro é de cerca de 4,5 bilhões de anos. Logo, faltam mais ou menos 5,5 bilhões de anos para que ele comece a encerrar seu ciclo.

Mas há estrelas de muitos tamanhos, inclusive muito maiores que o Sol, que vivem em equilíbrio por "apenas" alguns milhões de anos.

O início da decadência de todas as estrelas é o mesmo: quando o hidrogênio acaba, a estrela não consegue mais opor resistência contra a gravidade e seus níveis mais internos começam a decair, pressionando o núcleo e aumentando ainda mais os níveis de temperatura e pressão.

Enquanto isso, as camadas mais externas expandem-se em uma proporção inédita e seu material começa a fluir para fora. A estrela fica algumas centenas de vezes maior, tornando-se uma gigante vermelha. A partir de então, o que acontece depende da massa.

Estrelas do porte do Sol ou com até aproximadamente 7 vezes a sua massa, quando chegam à fase de gigante vermelha, ainda mantêm temperatura e pressão no núcleo, em níveis suficientes para causar a fusão de hélio em carbono. Isto força um breve adiamento do colapso.

Mas o hélio também acaba. Então, a estrela perde a maior parte da massa, formando uma nuvem de matéria chamada de nebulosa planetária. Quanto ao núcleo, ele esfria e encolhe, gerando uma pequena esfera quente chamada de anã branca. Esta não sofre o colapso da própria gravidade devido à repulsão entre elétrons que ocorre no núcleo.

Quando a estrela tem mais de 7 vezes a massa do Sol, ela incha muito mais e forma uma supergigante vermelha. Este é o cenário na parte externa; por dentro, da mesma forma que ocorre nas estrelas menores, o núcleo começa a encolher, tornando-se muito quente e denso, e inicia-se a fusão de hélio em carbono.

Após o esgotamento do hélio, o núcleo contrai-se novamente. Entretanto, por ter mais massa, fica denso e quente o suficiente para fundir carbono em neon. E assim, sucessivamente, outras reações vão ocorrendo, até que o núcleo fica preenchido por átomos de ferro.

Devido à própria estrutura nuclear do ferro, sua fusão não resulta em uma rede de produção de energia, e é neste ponto que a grande estrela perde a batalha contra a força gravitacional. Cessa a fusão nuclear. Em menos que um segundo, a estrela entra na última fase do colapso gravitacional.

As temperaturas do núcleo atingem níveis acima de 100 bilhões de graus, à medida que os átomos de ferro são prensados em conjunto. A força repulsiva entre cargas elétricas positivas superam a gravidade e o núcleo recua para fora do coração da estrela, em uma explosiva onda de choque.

Perfazendo um dos mais espetaculares eventos do Universo, o choque impulsiona o material para fora, em uma tremenda explosão chamada de supernova. Aproximadamente 75% da massa da estrela são ejetados em direção ao espaço interestelar.

O destino do núcleo remanescente depende de sua massa (veja bem: massa do núcleo, e não da estrela como um todo). Se esta for em torno de 1,4 a 5 massas solares, ele decai formando uma estrela de nêutrons. Se for maior, o colapso gera uma das estruturas mais surpreendentes do Universo: um buraco negro.

Para que uma estrela torne-se uma estrela de nêutrons, sua massa precisa ser de 7 a 20 vezes a massa do Sol, antes de ocorrer a explosão em supernova. Apenas estrelas com massas superiores a 20 vezes a massa solar serão convertidas em buracos negros.

As explosões em supernovas, por si só, constituem um amplo campo de estudos para os cientistas. Que tal saber um pouco mais sobre elas? Continue conosco...