Vida e Obra de uma Estrela

Você já se perguntou como surgem ou de onde vêm as estrelas? Estes corpos celestes incríveis nascem, vivem e morrem e ainda são responsáveis pela formação de todos os elementos que existem na natureza. Seja ouro, ferro, prata, oxigênio, carbono, hidrogênio… Não importa, qualquer um deles. Desde os mais leves aos mais pesados, alguns são formados durante a vida da estrela e outros apenas no momento em que estrela morre. Além disso, o Sol (estrela do nosso sistema) ainda fornece energia para manutenção da vida na Terra  e para nosso dia-a-dia onde consumimos tanta energia.

Porém o que observamos no céu à noite não é exatamente o presente. Sabemos que a luz das estrelas viaja muito até chegar aqui (muito mesmo, para nossa noção de espaço). No vácuo, a luz viaja a cerca de 300 mil quilômetros por segundos, ou seja, 1 bilhão de quilômetros por hora. A partir da velocidade da luz, foi criada a unidade de ano-luz, que é a distância que a luz percorre durante um ano e equivale a aproximadamente 1 trilhão de quilômetros.

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Sabendo a distância em que se encontra uma estrela, sabemos quanto tempo atrás foi emitida a luz que chega até nós. Por exemplo, a estrela mais próxima depois do Sol é a Proxima Centauri, que está a 4,2 anos-luz de distância. Então, quando olhamos para esta estrela, o que vemos é de 4,2 anos atrás. Em contrapartida, a estrela Deneb está a 2 mil anos-luz (luz emitida a 2000 anos atrás). Ainda existem as incríveis imagens captadas pelo telescópio espacial Hubble, que mostram galáxias inteiras a 13 bilhões de anos-luz!

Mas como tudo isso ocorre? Para entendermos o processo de formação de uma estrela, primeiro precisamos saber do que uma estrela é feita. As estrelas são compostas, basicamente, de gás. Na verdade, de plasma, também conhecido como o quarto estado da matéria. O plasma é um gás ionizado, que resulta das altas temperaturas que ocorrem após o início da formação das estrelas.

Então, para serem formadas, é preciso uma grande quantidade de gás frio encontrado em uma nebulosa, por exemplo. Uma nebulosa é uma grande nuvem de moléculas formada em grande parte por hidrogênio e o restante por hélio e poeira (elementos mais pesados). O tamanho, na sua maioria, é da ordem de centenas de anos-luz.

O gatilho para o processo de formação estelar geralmente se dá por ondas de choque de uma supernova, ou a colisão de duas galáxias, que geram um desequilíbrio gravitacional e fazem com que a matéria comece a se colapsar. Daí, se forma uma região cada vez mais densa onde a energia gravitacional vai se transformando em energia térmica (calor) e a partir de um certo ponto, com o equilíbrio hidrostático, se forma uma proto-estrela no centro. Este processo tende a formar um disco de acréscimo em torno da proto-estrela fornecendo matéria constantemente. Já a matéria que se mantém no disco dá origem aos planetas.

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Com a constante contração gravitacional, a temperatura faz com que o gás se ionize e se torne plasma. No núcleo, a certo ponto, a temperatura se faz suficiente para que ocorra a fusão nuclear, o que gera muita energia e passa a contrabalancear a contração gravitacional. Neste ponto, a estrela entra em equilíbrio e para de contrair.

O tempo deste processo depende muito da massa da estrela. Quanto maior a massa, menos tempo leva. O Sol, por exemplo (com massa de ~ 2 x 10³⁰ kg), levou dezenas de milhões de anos, ao passo que uma estrela de 15 vezes a massa do Sol levaria cerca de 150 mil anos.

previewUma estrela, como já foi dito, passa a maior parte da sua vida realizando queima (fusão nuclear) de hidrogênio em hélio, no núcleo (processo conhecido como nucleossíntese). Essa fase dura enquanto a estrela tiver combustível para a fusão nuclear equilibrar a pressão gravitacional. Dependendo da massa da estrela, ela pode fundir o hélio em elementos mais pesados e estes elementos pesados em outros mais pesados ainda.

As estrelas menos massivas, quando acabam com seu estoque de hidrogênio, voltam a colapsar em si mesmas e só param quando se transformam numa anã branca, com tamanho próximo ao da Terra.

Já as estrelas intermediárias, após queimarem seu hidrogênio, voltam a se contrair e aumentar a temperatura do núcleo, fazendo com que o hélio comece a fundir em carbono e oxigênio. Durante esse processo, na casca do núcleo ocorre a fusão do hidrogênio, fazendo com que a estrela se expanda e se torne uma gigante vermelha. Essa fase é pouco estável e nela ocorrem diversas ejeções de gás, formando um nebulosa de gás que se resfria e vai se afastando do núcleo exposto, restando apenas uma anã branca.

As estrelas massivas repetem o processo (combustível diminui, estrela contrai, aumenta temperatura, começa fusão de um novo elemento). Porém, geram maior gravidade e pressão no núcleo, o que dá origem a vários elementos químicos: hélio, nitrogênio, carbono, oxigênio, neônio, magnésio, silício, enxofre, níquel e, por fim, o ferro, já que sua fusão consome mais energia do que produz. Com isso, há um súbito colapso e a matéria da estrela se contrai fortemente, batendo no núcleo e ricocheteando para fora como uma explosão (supernova) que dá origem a todos os outros elementos químicos. Por fim, resta uma estrela de nêutrons.

Estrelas ainda mais massivas também passam por estas fases até a supernova. Contudo, geram tanta gravidade que, quando ocorre o colapso abrupto do núcleo, acabam formando um buraco negro. Isto é, a massa existente se encontra num espaço muito pequeno e a gravidade é tão intensa que suga toda a matéria ao redor e nem a luz consegue escapar.

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Estes são os processos responsáveis pela criação, desenvolvimento e fim de todas as estrelas. Como pudemos perceber, uma das coisas mais incríveis da qual estas gigantes são responsáveis é a fabricação dos elementos químicos, inclusive os elementos-base da vida: Carbono, Hidrogênio, Oxigênio e Nitrogênio. Ou seja, somos fruto de uma estrela que um dia nasceu, viveu e morreu. Somos poeira das estrelas!

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Referencias e leituras

Cosmos: A Personal Voyage (TV series), 1980 – Episódio 09 “The Lives of the Stars”.

Cosmos:  A Spacetime Odyssey (TV series), 2014 – Episódio 04 “A Sky Full of Ghosts”. (sobre burcaos negros)

Cosmos:  A Spacetime Odyssey (TV series), 2014 – Episódio 06 “Deeper, Deeper, Deeper Still”. (sobre supernovas e fusão nuclear)

Cosmos:  A Spacetime Odyssey (TV series), 2014 – Episódio 08 “Sisters of the Sun”. (sobre evolução estelar)

SILVA, Adriana VR. Nossa Estrela O Sol. Editora Livraria da Física, 2006.

STIX, Michael. The sun: an introduction. Springer Science & Business Media, 2012.

MACIEL, Walter Junqueira. Introdução à Estrutura e Evolução Estelar Vol. 24. Edusp, 1999.

Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997). “The End of the Main Sequence”. The Astrophysical Journal 482: 420–432.

Ken’ichi Nomoto (1987). “Evolution of 8–10 M☉ stars toward electron capture supernovae. II – Collapse of an O + Ne + Mg core”. Astrophysical Journal. 322. Part 1: 206–214.

Sackmann, I. -J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). “Our Sun. III. Present and Future”. The Astrophysical Journal 418: 457.

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