Estrelas (versão completa)

Estrelas

As estrelas são corpos celestes presentes por todo o universo (estima-se uma média de 300 bilhões somente na Via-Láctea). As estrelas são formadas a partir de nuvens de matéria, chamadas de nebulosas, as quais possuem hidrogênio e hélio como principais elementos de sua composição. As nebulosas são conhecidas como “berçário das estrelas” pois são nelas que ocorre a condensação da matéria, dando assim o início do ciclo estelar. A nébula solar foi a responsável pelas origens do Sol e dos planetas do sistema solar, a 4.6 bilhões de anos atrás. Com a evolução do processo de formação estelar, é gerado um corpo conhecido como protoestrela (estrela com uma fração de sua massa final); conforme mais matéria é adicionada à protoestrela pelo disco de acreção (envoltório de matéria orbitando um corpo), sua massa aumenta, até que o processo de fusão nuclear comece, marcando o fim da queda de matéria, por conta da geração de fortes ventos solares, os quais lançam a matéria próxima para longe da já formada estrela.

O processo de fusão nuclear é responsável pela emissão de radiação do Sol. Nele, núcleos de átomos se fundem, resultando na liberação de radiação (fótons) e na formação de um átomo mais pesado. Tal processo é realizado no núcleo das estrelas. É curioso o fato de que algumas estrelas, como o Sol, não possuem a temperatura necessária para que a fusão nuclear ocorra, mas então como a realizam? Sem o calor necessário, o tunelamento quântico (fenômeno descrito pela mecânica quântica onde partículas podem atravessar barreiras de potencial sem possuírem a energia requerida) é o responsável pela execução da fusão nuclear.

O equilíbrio hidrostático é um dos principais assuntos para que se possa entender o funcionamento das estrelas. Quando uma estrela inicia o processo de fusão nuclear, é iniciado um equilíbrio entre a gravidade (que induz a estrela contrair-se) e a pressão gerada pela fusão nuclear (que previne o colapso/contração). Após bilhões de anos a estrela não terá mais elementos para fundir, e o equilíbrio será rompido, provocando um colapso.

O destino de cada estrela depende quase que exclusivamente de um fator: sua massa. Conforme for a massa de uma estrela, esta pode vir a tornar-se uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou até mesmo um buraco negro. Quando a massa de uma estrela ultrapassa o limite de Chandrasekhar (limite da massa que uma anã branca pode assumir, que é de, aproximadamente, 1.44 vezes a massa do Sol) a pressão de degeneração dos elétrons não é suficiente para conter o colapso, e assim a estrela da origem a uma estrela de nêutrons/magnetar, estrela de quarks ou um buraco negro, sendo decidido pelo valor da massa estelar. Estrelas mais massivas que o Sol passam por um processo em comum quando estão prestes a "morrer", espalhando pelo espaço uma enorme quantia de matéria, em uma gigantesca explosão chamada supernova, antecedido pelo colapso da estrela devido o equilíbrio hidrostático não mais existir.

Quando o Sol estiver em suas etapas finais (daqui aproximadamente 5 bilhões de anos), ele não irá terminar em uma supernova (por conta de não possuir a massa necessária); ele irá começar a fundir o hidrogênio presente nas camadas mais exteriores, provocando um enorme crescimento, o qual irá “engolir” Mercúrio, Vênus, e possivelmente, a Terra. Quando tal "inchaço" ocorre, a estrela passa a ser chamada de gigante vermelha.

Após o consumo completo de hidrogênio nas camadas exteriores, a estrela sofre uma contração (devido à gravidade), o que resulta na formação de uma nebulosa planetária (um dos objetos espaciais mais bonitos a serem observados). O que resta do Sol, é seu núcleo, que fica extremamente denso e passa a ser classificado como uma estrela anã branca.

Link de referência: https://www.if.ufrgs.br/oei/stars/formation/form_st.htm