Como as estrelas são formadas e como elas se mantêm unidas?

Fusão: como as estrelas se mantêm unidas

A maior parte do volume de um átomo é espaço vazio. O que mantém os átomos afastados dos átomos é a repulsão mútua entre os elétrons, uma força às vezes chamada de barreira de Coulomb, tão forte que só pode ser quebrada em temperaturas e pressões incríveis. É por isso que a fusão é tão difícil de realizar na superfície da Terra – mas as estrelas não se importam com isso.

Dentro do núcleo de uma estrela, o peso esmagador da sua própria massa é suficiente para superar as forças fundamentais que mantêm os núcleos atômicos individuais separados. A repulsão eletrostática dá lugar à pressão, rompendo a barreira de Coulomb e fundindo dois núcleos em um, em um processo chamado nucleossíntese estelar. A energia que mantinha os átomos separados é liberada na forma de luz.

A menor quantidade de matéria que entrará em colapso em uma estrela é cerca de 13 vezes a massa de Júpiter. Essas estrelas frias e fracas são conhecidas como anãs marrons ou “estrelas fracassadas”.

Mas mesmo a massa de uma anã marrom não é suficiente para superar a barreira de Coulomb e iniciar a fusão estelar. A fusão consome tanta energia que alguns elementos, até a massa atômica do ferro, só são produzidos pela fusão dentro do núcleo de uma estrela, e a ausência desses elementos é uma forma de os astrônomos concluírem se a fusão está acontecendo ou não. Uma estrela precisa ter cerca de 80 vezes a massa de Júpiter para acionar um motor de fusão em seu núcleo.

Como as estrelas se formam?

As estrelas nascem em berçários estelares, nuvens moleculares de gás frio e poeira. Estas nuvens contêm muitas vezes a massa de uma estrela, mas são tão grandes que a sua densidade média é de apenas algumas dezenas de moléculas por centímetro cúbico. Compare isso com as melhores câmaras de vácuo da Terra, que podem atingir talvez um milhão de moléculas por centímetro cúbico.

Acredita-se que a nuvem molecular fria a partir da qual o nosso Sistema Solar se formou continha cerca de três vezes a massa do Sol. A atração gravitacional entre os átomos da nuvem é suficiente para uni-la em um redemoinho com um eixo de rotação. À medida que a matéria se concentra, ela aquece devido à compressão. O esferóide resultante de matéria quente e densa é chamado de protoestrela. Mais matéria no mesmo volume cria um poço gravitacional mais profundo, e os grãos de poeira e gelo que caem na protoestrela podem se aglomerar, formando um disco de acreção a partir do qual os planetas podem se formar. O material que não se torna um planeta pode ser lançado para fora, além da influência gravitacional de uma estrela em crescimento. No nosso Sistema Solar, o limite exterior da Nuvem de Oort marca o local onde a influência gravitacional do Sol já não consegue superar a maré galáctica.

O limite superior teórico para uma estrela é de cerca de 300 massas solares (abreviado como M☉), mas na realidade, existem poucas estrelas acima de 120 M☉. As estrelas mais massivas, suspeitas ou confirmadas, são estrelas Wolf-Rayet, das quais apenas algumas foram catalogadas. (Mais sobre estas estrelas de energia ultra-alta abaixo.) Acima de 200 M☉, uma nuvem molecular pode colapsar num sistema estelar binário ou mesmo num buraco negro, em vez de numa única estrela.

Estrelas mais jovens e ricas em metais como o nosso Sol são chamadas estrelas de população I, porque se formaram a partir das cinzas das suas antecessoras, uma geração de estrelas (população II) que se formou tão cedo que ainda não existiam supernovas para produzir elementos pesados. Existe uma hipótese de grupo de estrelas ainda mais antigas, que teriam colapsado diretamente a partir do hidrogênio primordial no universo primitivo. No entanto, nenhum ainda foi descoberto. Uma razão: as estrelas de população III teriam sido absolutamente enormes e a sua grande massa faria com que tivessem vida curta: apenas alguns milhões de anos do berço ao túmulo.

Não está claro se a gravidade por si só é suficiente para fazer as estrelas se unirem a partir de uma nuvem molecular, ou se é necessário um impulso maior, como ser chocado por uma supernova próxima. No entanto, há evidências que apoiam essa teoria: grânulos de um isótopo incomum de ferro, encontrado no gelo da Antártica. O Ferro-60 ou ⁶⁰Fe é formado no final da vida de uma estrela, muito profundo para que a convecção o traga à superfície, por isso só é liberado em uma supernova. Há muito ⁶⁰Fe para que ele tenha vindo do meio interestelar, sugerindo que estava presente na nuvem molecular a partir da qual o Sistema Solar evoluiu.

Tipos de estrelas

As estrelas são classificadas de acordo com muitos fatores, incluindo cor, temperatura, brilho, química e massa. Os astrónomos relacionam estas propriedades entre si em gráficos conhecidos como diagramas de Hertzsprung-Russell, que mostram que a maioria das estrelas observadas obedece a certas combinações de estatísticas vitais. A característica mais proeminente de um diagrama de Hertzsprung-Russell é a sequência principal: uma única faixa em negrito que vai quase de canto a canto, que codifica a história de vida da maioria das estrelas conhecidas.

Há muita coisa acontecendo nesses diagramas, então, se você ainda não conhece, aqui está um vídeo de menos de dois minutos que explica tudo visualmente.

Todas as estrelas passam a maior parte de suas vidas como as chamadas estrelas da sequência principal. Consequentemente, a grande maioria das estrelas – cerca de 90% – está em processo de fusão hidrogénio-hélio a qualquer momento. Isso ocorre porque as estrelas passam a maior parte de sua vida simplesmente queimando seu suprimento de combustível.

À medida que as estrelas ficam maiores, em termos gerais, elas ficam mais quentes e mais brilhantes. Estrelas de baixa massa transformam-se em estrelas gigantes no final de suas vidas, e estrelas de grande massa tornam-se supergigantes ou mesmo hipergigantes. Ao mesmo tempo, as estrelas mais brilhantes têm a expectativa de vida mais curta. Pode ser contra-intuitivo porque as brasas são quentes e os icebergs são azuis, mas as estrelas mais frias têm uma cor mais vermelha, enquanto as estrelas mais quentes queimam um branco azulado claro.

Para entender como tudo se junta, confira esta excelente “folha de dicas” do Atlas do Universo:

Evolução estelar: saindo com força

Como todas as estrelas passam algum tempo na sequência principal, o modo como as estrelas vivem é quase menos interessante do que o modo como morrem. Então, é assim que tudo termina, desde as menores estrelas fracassadas até as hipergigantes maiores, mais brilhantes, mais quentes e mais largas:

Uma estrela abaixo de cerca de 8 M☉ nunca reiniciará a fusão depois de fundir seu carbono em oxigênio. Em vez disso, a estrela ejetará as suas camadas externas, formando uma nebulosa planetária com o núcleo da estrela exposto. Este núcleo exposto é chamado de anã branca.

No outro extremo do continuum, as estrelas Wolf-Rayet são um exótico inferno branco-azulado, formado naturalmente, uma breve fase no final da vida das estrelas mais massivas. Tendo como pano de fundo a vida de uma estrela, o estágio Wolf-Rayet parece o movimento de uma mosca. Acredita-se que existam menos de 1.500 estrelas Wolf-Rayet em todo o Grupo Local, com um terço delas contidas na Via Láctea.

Quando uma estrela com mais de oito vezes a massa do Sol fica sem combustível, o seu núcleo entra em colapso, ricocheteia e explode como uma supernova. O que resta depende da massa da estrela antes da explosão. Se o que resta tiver uma massa superior a cerca de 0,7 M☉, forma-se uma estrela de nêutrons. Acima de duas ou três massas solares, o núcleo exposto colapsa num buraco negro de massa estelar.

As estrelas anãs vermelhas são minúsculas, mas são o tipo de estrela mais comum no universo. As estrelas anãs vermelhas mais frias e fracas têm apenas 20% da massa do Sol e menos de 1% do brilho. Pensa-se que, no final das suas vidas, as anãs vermelhas abandonam os seus mantos, deixando apenas o resto nu do núcleo estelar a arrefecer lentamente no vazio. No entanto, a sua vida útil seria da ordem de centenas de milhares de milhões ou mesmo de biliões de anos, muito mais longa do que a idade actual do Universo, e ninguém encontrou uma anã vermelha com idade suficiente para verificar.

É provável que, no momento em que sua fila média de DPS solo aparecer, já tenhamos descoberto.