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O que é evolução estelar?

Por| Editado por Patricia Gnipper | 30 de Janeiro de 2022 às 20h00

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CFHT/Coelum/MegaCam/J.-C. Cuillandre/GA Anselmi
CFHT/Coelum/MegaCam/J.-C. Cuillandre/GA Anselmi

Todas as estrelas do universo, incluindo nosso Sol, passam por diferentes fases. Cada tipo de estrela passa por variados processos e, no fim da vida, se transformam em diversos tipos de objetos. Os cientistas chamam essa sequência de processos de evolução estelar. Mas o que é a evolução estelar?

Entenda o que é evolução estelar

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A evolução estelar é a soma das mudanças radicais de uma estrela durante seu tempo de vida, e inclui sua transformação após o colapso. Dependendo da massa da estrela, ela pode se tornar uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Nenhuma estrela dura para sempre, porque todas elas possuem uma quantidade finita de combustível para fusão nuclear — que é o modo como elas produzem energia para brilhar. Mas, ao contrário do que se possa imaginar, as menores estrelas são as que "vivem" por mais tempo.

A vida de uma estrela intermediária, como o Sol, é de alguns bilhões de anos, mas as menos massivas podem durar até trilhões de anos. Já as mais massivas, conhecidas como gigantes azuis, vivem apenas alguns milhares de anos.

Como as estrelas nascem?

Se há algo em comum para todas as estrelas durante a evolução estelar, é o modo como elas nascem. Elas se formam no interior de grandes nuvens de gás e poeira, conhecidas como região de formação estelar, ou pelo apelido de berçário de estrelas.

Dentro destas nuvens, aglomerados massivos de matéria se acumulam, de modo que a gravidade entra em ação para empurrar esse material em direção ao centro do aglomerado, até ocorrer um colapso em si mesmas. Então, o material começa a ser aquecido e se transforma uma protoestrela.

Ainda levará bastante tempo para que a pressão da gravidade faça com que uma fusão nuclear — o processo de fundir os núcleos dos átomos de hidrogênio presentes na nuvem — comece a acontecer. Quando isso ocorrer, o objeto passará a ser considerado uma estrela propriamente dita.

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Neste momento em que a fusão nuclear começou a ocorrer, a estrela entrou para a chamada sequência principal, que é a fase mais longa de sua vida. A partir daí, a evolução de cada classe estelar será diferente.

Como as estrelas "pegam fogo"? Entenda a fusão nuclear

A primeira diferença, além da massa e cor mencionadas antes, está nos elementos que cada tipo de estrela conseguirá fundir em seu núcleo. Depois da fusão de hidrogênio (o átomo mais simples) em hélio, as estrelas de baixa massa (até 0,5 massa solar) não conseguem fundir os átomos de hélio por não terem massa o suficiente para exercer a pressão necessária sobre seu núcleo.

Já as estrelas intermediárias (0,5 a 10 massas solares) conseguem fundir o hélio em carbono, enquanto as de alta massa prosseguem produzindo elementos como neônio, oxigênio, silício e ferro. A partir daí, as coisas se complicam para todas elas — nenhuma estrela consegue fundir os átomos de ferro.

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Evolução estelar das estrelas de baixa massa

Ainda não se sabe exatamente o que acontece depois que o combustível de hidrogênio de uma estrela de baixa massa acaba. É que essas estrelas podem viver por até trilhões de anos, muito mais do que a idade atual do próprio universo. Por isso, o único modo de prever como elas evoluem é por simulações de computador.

No geral, elas nunca poderão fundir o hélio porque não há massa o suficiente para exercer pressão sobre os átomos. Contudo, algumas até podem fundir hélio em pontos superaquecidos do núcleo, causando uma reação instável. Nesses casos, o fim da estrela é simplesmente evaporar, deixando para trás uma anã marrom. Também existe a possibilidade de se tornar em uma gigante vermelha, que será descrita abaixo.

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Evolução estelar das estrelas de massa intermediária

Após a fase de sequência principal de estrelas de massa intermediária, elas passam por uma grande transformação. Há dois caminhos possíveis para essa etapa: elas podem se tornar estrelas do ramo das gigantes vermelhas, cujas camadas ainda estão fundindo hidrogênio em hélio, ou estrelas do ramo gigante assimptótico, que têm um núcleo fundindo hélio em carbono.

Em ambos os casos, a fusão acelerada do hidrogênio, em uma camada imediatamente acima do núcleo, faz com que a estrela se expanda mais rápido que a produção de energia. Com isso, a estrela se resfria e se torna mais vermelha do que quando estava na sequência principal (estrelas vermelhas são mais frias que as laranjas, por exemplo).

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Com pulsações ocorrendo devido às variações de temperatura, as camadas externas da estrela são ejetadas e podem formar uma nebulosa planetária com um núcleo no centro. Este núcleo resfriará e se tornará um objeto compacto conhecido como anã branca. Este é o destino de estrelas como o Sol.

Evolução estelar das estrelas massivas

Com as estrelas massivas, as coisas ficam ainda mais interessantes. Primeiro porque o tempo de vida dessas estrelas é de apenas alguns milhões de anos, o que permite aos astrônomos testemunharem o fim de algumas delas, que já estão chegando ao fim de seus ciclos evolutivos. Em segundo lugar, a morte delas pode ser acompanhada por espetaculares supernovas.

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Há uma pequena chance de estrelas massivas se tornarem supergigantes vermelhas, mas aquelas extremamente massivas (mais de 40 massas solares) perdem massa rapidamente e tendem a arrancar seus envelopes antes que possam se expandir. Por isso, elas mantêm temperaturas extremamente altas e a cor azul (estrelas azuis são mais quentes que as laranjas e vermelhas).

As massivas são as únicas estrelas capazes de fundir elementos até o ferro, mas nesse ponto a adição de fragmentos aos núcleos (cada elemento forjado forma uma nova camada, como uma cebola) libera menos energia do que a necessária para liberá-los do núcleo pai.

Se a massa do núcleo supera um limite crítico (conhecido como limite de Chandrasekhar), a pressão interna será insuficiente para suportar o peso gravitacional, e o núcleo sofrerá um colapso. Nisso, haverá duas possibilidades: surgirá uma estrela de nêutrons ou, no caso de núcleos que excedam o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, um buraco negro.

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Parte da energia liberada por este colapso de núcleo é convertida em uma supernova. Esse processo cria materiais mais pesados que o ferro, inclusive elementos radioativos, pelo menos até o urânio. Gigantes vermelhas também podem produzir de elementos mais pesados que o ferro, mas a quantidade em supernovas é muito maior.

A abundância de elementos pesados produzidos por supernovas é importante para enriquecer os sistemas planetários que se formam a partir de outras estrelas, como é o caso do nosso Sistema Solar. Nenhuma supernova sozinha consegue produzir a quantidade de elementos pesados que existem em nosso quintal cósmico, por isso os cientistas concluem que eles vieram da ejeção em estrelas gigantes vermelhas e supernovas distantes.

Por fim, a explosão de uma estrela gigante em supernova deixa para trás uma nuvem de detritos, chamada “remanescente de supernova”. As imagens desses remanescentes sempre são espetaculares e podem ser registradas em vários comprimentos de onda por meio de telescópios que "enxergam" diferentes tipos de luz.

Fonte: NASA, The Conversation