Vida na sequência principal: como as estrelas evoluem

As estrelas são alguns dos blocos de construção fundamentais do universo. Eles não apenas compõem galáxias, mas muitos também abrigam sistemas planetários. Portanto, entender sua formação e evolução fornece pistas importantes para entender galáxias e planetas.

O Sol nos dá um exemplo de primeira classe para estudar, aqui mesmo em nosso próprio sistema solar. A apenas oito minutos-luz de distância, não precisamos esperar muito para ver os recursos em sua superfície. Os astrônomos têm vários satélites estudando o Sol e sabem há muito tempo sobre o básico de sua vida. Por um lado, é de meia-idade e, no meio do período de sua vida, denominada "sequência principal". Durante esse tempo, ele funde o hidrogênio em seu núcleo para produzir hélio.

Ao longo de sua história, o Sol pareceu praticamente o mesmo. Para nós, sempre foi esse brilhante objeto branco-amarelado no céu. Parece que não muda, pelo menos para nós. Isso ocorre porque ele vive em uma escala de tempo muito diferente da dos humanos. No entanto, isso muda, mas de uma maneira muito lenta em comparação com a rapidez com que vivemos nossas vidas curtas e rápidas. Se observarmos a vida de uma estrela na escala da idade do universo (cerca de 13,7 bilhões de anos), o Sol e outras estrelas terão uma vida bastante normal. Ou seja, eles nascem, vivem, evoluem e depois morrem por dezenas de milhões ou bilhões de anos.

Para entender como as estrelas evoluem, os astrônomos precisam saber que tipos de estrelas existem e por que diferem entre si de maneiras importantes. Um passo é "classificar" as estrelas em caixas diferentes, assim como as pessoas podem classificar moedas ou bolinhas de gude. É chamado de "classificação estelar" e desempenha um papel enorme na compreensão de como as estrelas funcionam.

Os astrônomos classificam as estrelas em uma série de "caixas" usando estas características: temperatura, massa, composição química e assim por diante. Com base em sua temperatura, brilho (luminosidade), massa e química, o Sol é classificado como de meia-idade Estrela isso ocorre em um período de sua vida chamado "sequência principal".

Virtualmente, todas as estrelas passam a maior parte de suas vidas nessa sequência principal até morrerem; ora gentilmente, ora violentamente.

A definição básica do que faz uma estrela de sequência principal é a seguinte: é uma estrela que funde hidrogênio em hélio em seu núcleo. O hidrogênio é o elemento básico das estrelas. Eles então o usam para criar outros elementos.

Quando uma estrela se forma, isso ocorre porque uma nuvem de gás hidrogênio começa a se contrair (se unir) sob a força da gravidade. Isso cria uma protostar densa e quente no centro da nuvem. Isso se torna o núcleo da estrela.

A densidade no núcleo atinge um ponto em que a temperatura é de pelo menos 8 a 10 milhões de graus Celsius. As camadas externas do protoestrela estão pressionando o núcleo. Essa combinação de temperatura e pressão inicia um processo chamado fusão nuclear. Esse é o ponto em que uma estrela nasce. A estrela se estabiliza e atinge um estado chamado "equilíbrio hidrostático", que é quando a radiação externa a pressão do núcleo é equilibrada pelas imensas forças gravitacionais da estrela tentando entrar em colapso em si. Quando todas essas condições são satisfeitas, a estrela está "na sequência principal" e passa a vida ocupada transformando hidrogênio em hélio em seu núcleo.

A massa desempenha um papel importante na determinação das características físicas de uma determinada estrela. Também fornece pistas de quanto tempo a estrela viverá e como morrerá. Quanto maior a massa da estrela, maior a pressão gravitacional que tenta colapsar a estrela. Para combater essa pressão maior, a estrela precisa de uma alta taxa de fusão. Quanto maior a massa da estrela, maior a pressão no núcleo, maior a temperatura e, portanto, maior a taxa de fusão. Isso determina a rapidez com que uma estrela consome seu combustível.

Uma estrela massiva fundirá suas reservas de hidrogênio mais rapidamente. Isso retira a seqüência principal mais rapidamente do que uma estrela de massa mais baixa, que usa seu combustível mais lentamente.

Quando as estrelas ficam sem hidrogênio, elas começam a fundir hélio em seus núcleos. É quando eles saem da sequência principal. Estrelas de alta massa se tornam supergigantes vermelhose evolua para se tornar supergigantes azuis. Está fundindo hélio em carbono e oxigênio. Então, começa a fundir aqueles em neon e assim por diante. Basicamente, a estrela se torna uma fábrica de criação química, com a fusão ocorrendo não apenas no núcleo, mas em camadas ao redor do núcleo.

Eventualmente, uma estrela de massa muito alta tenta fundir ferro. Este é o beijo da morte para aquela estrela. Por quê? Porque a fusão do ferro consome mais energia do que a estrela tem disponível. Ele interrompe a fábrica de fusão. Quando isso acontece, as camadas externas da estrela entram em colapso no núcleo. Isso acontece muito rapidamente. As bordas externas do núcleo caem primeiro, a uma velocidade incrível de cerca de 70.000 metros por segundo. Quando isso atinge o núcleo de ferro, tudo começa a se recuperar e isso cria uma onda de choque que rasga a estrela em poucas horas. No processo, novos elementos mais pesados ​​são criados à medida que a frente de choque passa pelo material da estrela.
Isso é chamado de supernova "colapso do núcleo". Eventualmente, as camadas externas explodem no espaço, e o que resta é o núcleo em colapso, que se torna um Estrêla de Neutróns ou buraco negro.

Estrelas com massas entre meia massa solar (ou seja, metade da massa do Sol) e cerca de oito massas solares fundirão hidrogênio em hélio até que o combustível seja consumido. Nesse ponto, a estrela se torna um gigante vermelho. A estrela começa a fundir hélio em carbono, e as camadas externas se expandem para transformar a estrela em um gigante amarelo pulsante.

Quando a maior parte do hélio é fundida, a estrela se torna um gigante vermelho novamente, ainda maior do que antes. As camadas externas da estrela se expandem para o espaço, criando um nebulosa planetária. O núcleo de carbono e oxigênio será deixado para trás na forma de um anã branca.

Estrelas menores que 0,5 massas solares também formarão anãs brancas, mas não serão capazes de fundir hélio devido à falta de pressão no núcleo devido ao seu pequeno tamanho. Portanto, essas estrelas são conhecidas como anãs brancas de hélio. Como estrelas de nêutrons, buracos negros e super gigantes, eles não pertencem mais à sequência principal.