A vida e a morte de uma estrela

As estrelas duram muito tempo, mas acabam morrendo. A energia que compõe as estrelas, alguns dos maiores objetos que já estudamos, provém da interação de átomos individuais. Portanto, para entender os objetos maiores e mais poderosos do universo, precisamos entender os mais básicos. Então, quando a vida da estrela termina, esses princípios básicos mais uma vez entram em cena para descrever o que acontecerá com a estrela a seguir. Astrônomos estudam vários aspectos das estrelas para determinar quantos anos eles têm bem como suas outras características. Isso os ajuda a entender também os processos de vida e morte que experimentam.

As estrelas demoraram muito tempo a se formar, pois o gás que flutuava no universo era atraído pela força da gravidade. Este gás é principalmente hidrogênio, porque é o elemento mais básico e abundante do universo, embora parte do gás possa consistir em outros elementos. Bastante desse gás começa a se reunir sob a gravidade e cada átomo está puxando todos os outros átomos.

Essa atração gravitacional é suficiente para forçar os átomos a colidirem entre si, o que, por sua vez, gera calor. De fato, à medida que os átomos colidem, eles estão vibrando e se movendo mais rapidamente (isto é, afinal, o que energia termica é realmente: movimento atômico). Eventualmente, eles ficam tão quentes e os átomos individuais têm muito energia cinética, que quando colidem com outro átomo (que também possui muita energia cinética), eles não refletem apenas um no outro.

Com energia suficiente, os dois átomos colidem e o núcleo desses átomos se funde. Lembre-se, isso é principalmente hidrogênio, o que significa que cada átomo contém um núcleo com apenas um próton. Quando esses núcleos se fundem (um processo conhecido, adequadamente, como fusão nuclear) a núcleo resultante tem dois prótons, o que significa que o novo átomo criado é hélio. As estrelas também podem fundir átomos mais pesados, como o hélio, para formar núcleos atômicos ainda maiores. (Acredita-se que esse processo, chamado nucleossíntese, seja quantos dos elementos do nosso universo foram formados.)

Então, os átomos (geralmente os elemento hidrogênio) dentro da estrela colidem, passando por um processo de fusão nuclear, que gera calor, radiação eletromagnética (Incluindo luz visível) e energia de outras formas, como partículas de alta energia. Esse período de queima atômica é o que muitos de nós consideram a vida de uma estrela, e é nessa fase que vemos a maioria das estrelas nos céus.

Esse calor gera uma pressão - bem como o aquecimento do ar dentro de um balão cria pressão na superfície do balão (analogia grosseira) - que separa os átomos. Mas lembre-se de que a gravidade está tentando juntá-los. Eventualmente, a estrela alcança um equilíbrio onde a atração da gravidade e a pressão repulsiva são equilibradas e, durante esse período, a estrela queima de maneira relativamente estável.

Até ficar sem combustível, é isso.

À medida que o combustível de hidrogênio em uma estrela é convertido em hélio e em alguns elementos mais pesados, é necessário mais e mais calor para causar a fusão nuclear. A massa de uma estrela desempenha um papel no tempo que leva para "queimar" o combustível. Estrelas mais massivas usam seu combustível mais rapidamente porque são necessárias mais energia para neutralizar a força gravitacional maior. (Ou, dito de outra forma, a força gravitacional maior faz com que os átomos colidam mais rapidamente.) Embora nosso sol provavelmente dure cerca de 5 mil milhões de anos, mais estrelas maciças pode durar apenas cem milhões de anos antes de consumir o combustível.

Quando o combustível da estrela começa a acabar, a estrela começa a gerar menos calor. Sem o calor para neutralizar a atração gravitacional, a estrela começa a se contrair.

Nem tudo está perdido, no entanto! Lembre-se de que esses átomos são compostos de prótons, nêutrons e elétrons, que são férmions. Uma das regras que regem férmions é chamado de Princípio de exclusão de Pauli, que afirma que dois férmions não podem ocupar o mesmo "estado", o que é uma maneira elegante de dizer que não pode haver mais de um idêntico no mesmo local, fazendo a mesma coisa. (Por outro lado, os bósons não enfrentam esse problema, que é parte do motivo pelo qual os lasers baseados em fótons funcionam.)

O resultado disso é que o Princípio de Exclusão de Pauli cria mais uma leve força repulsiva entre os elétrons, que pode ajudar a neutralizar o colapso de uma estrela, transformando-a em um anã branca. Isso foi descoberto pelo físico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar em 1928.

Outro tipo de estrela, o Estrêla de Neutróns, surgem quando uma estrela entra em colapso e a repulsão de nêutrons em nêutrons neutraliza o colapso gravitacional.

No entanto, nem todas as estrelas se tornam estrelas anãs brancas ou mesmo estrelas de nêutrons. Chandrasekhar percebeu que algumas estrelas teriam destinos muito diferentes.

Chandrasekhar determinou qualquer estrela mais massiva que cerca de 1,4 vezes o nosso sol (uma massa chamada Limite de Chandrasekhar) não seria capaz de se sustentar contra sua própria gravidade e entraria em colapso anã branca. Estrelas que variam até cerca de 3 vezes o nosso sol se tornariam estrelas de nêutrons.

Além disso, porém, há muita massa para a estrela neutralizar a atração gravitacional através do princípio da exclusão. É possível que, quando a estrela estiver morrendo, ela passe por um Super Nova, expelindo massa suficiente para o universo para que caia abaixo desses limites e se torne um desses tipos de estrelas... mas se não, então o que acontece?

Bem, nesse caso, a massa continua a colapsar sob forças gravitacionais até que um buraco negro é formado.

E é isso que você chama de morte de uma estrela.