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Como as estrelas morrem? Entenda os diferentes tipos de ciclo estelar

Daniele Cavalcante
·10 minuto de leitura

Todas as estrelas nascem de modo semelhante — em nuvens de poeira e gás —, mas a vida de cada uma pode ser bem diferente dependendo da massa adquirida. Mais diferente ainda pode ser o fim de seus ciclos. É que, dependendo da quantidade de massa, elas podem morrer de várias formas, e seus remanescentes podem se transformar em objetos diversos que vão de anãs brancas a buracos negros.

Embora os tipos de estrelas possam variar bastante, os cientistas normalmente as dividem em grandes grupos: as de pouca massa, de massa intermediária e as massivas. Dependendo de qual grupo a estrela faz parte, ela fará fusão nuclear até um determinado ponto e o fim de sua vida será de um determinado modo. A velocidade com que a estrela consome seu combustível (e, consequentemente, perde massa) também determina quanto tempo de vida ela terá.

Nebulosa da Água, um dos mais famosos "berçários" de estrelas. Em nebulosas como esta, as estrelas nascem a partir da aglomeração de poeira e gás pela força da gravidade (Imagem: Reprodução/NASA/ESA/Hubble Heritage Team)
Nebulosa da Água, um dos mais famosos "berçários" de estrelas. Em nebulosas como esta, as estrelas nascem a partir da aglomeração de poeira e gás pela força da gravidade (Imagem: Reprodução/NASA/ESA/Hubble Heritage Team)

Embora essas categorias sejam muito abrangentes, elas dirão se a estrela que você está observando terminará como um objeto tranquilo ou em uma explosão cataclísmica. Até certo ponto, todas elas terão uma vida bem parecida: realizam a fusão de elementos em seus núcleos, sempre em etapas, começando pelas moléculas do elemento mais leve e comum do universo, o hidrogênio. Dentro da estrela, essas moléculas se juntam para formar núcleos de hélio.

Esse processo libera muita energia, aquece a estrela e empurra contra a força de sua gravidade. É assim que a estrela nasce e passa boa parte de sua vida, mantida pela sua própria gravidade. Depois da fusão de hidrogênio, as estrelas de baixa massa começam a fundir o hélio em carbono. No caso das estrelas de alta massa, os ciclos de fusão nuclear prosseguem para formar elementos como neônio, oxigênio, silício e ferro. A partir daí, as coisas se complicam para nossas queridas estrelas. Tudo tem um fim no universo — mas, ao mesmo tempo, nada desaparece; na verdade, tudo se transforma.

As classificações podem ser apresentadas de diferentes modos, considerando algumas variações entre cada categoria. Por isso, dividimos todas em dois grandes grupos: pouco massivas (que foi sub-dividido para apresentar algumas das muitas variações que podem ocorrer entre 0,3 a 10 massas solares) e muito massivas.

Estrelas de baixa massa

Uma estrela com até 7 M☉(1 M☉ equivale à massa do Sol) pode ser considerada de baixa massa, e ela pode queimar por bilhões de anos, realizando a fusão de elementos em seu interior. Cabe ressaltar aqui que algumas classificações podem diferir, dividindo este grupo em dois: as de pouca massa e as de muito pouca massa, sendo este segundo composto por estrelas que ficam por volta de 0,3 M☉ ou menos. Essa classificação é encontrada em alguns artigos científicos (1, 2) e podem variar, mas não fogem muito disso.

As estrelas de pouquíssima massa são um tanto desafiadoras para os cientistas. Elas não são capazes de fundir hélio em seus núcleos, o que significa que chegarão ao fim de suas vidas após consumir todo o hidrogênio em seus interiores. Depois disso, hipoteticamente se tornam anãs brancas formadas exclusivamente por hélio.

Entretanto, não há muita certeza sobre como essas estrelas terminam suas vidas e se de fato se tornam anãs brancas. É que elas podem consumir hidrogênio por muito tempo, e a estimativa de vida delas é maior que a idade do próprio universo. Por isso, ainda não foi possível ver um remanescente de estrela de muito pouca massa após o término de seu combustível.

(Imagem: Reprodução/Stéphane Charpinet)
(Imagem: Reprodução/Stéphane Charpinet)

Então, temos estrelas de baixa massa, a partir de 0,5 M☉, o suficiente para serem capazes de iniciar a fusão de hélio, e podem chegar até a 7 ou 8 M☉. Isso significa que o próprio Sol faz parte desse grupo, sendo ele uma anã amarela.

Durante quase toda a sua vida, a estrela de baixa massa fundirá hidrogênio, mas uma hora esse combustível vai acabar e, com isso, a energia produzida pela fusão cessará. Essa energia é a única força que combate a tendência da gravidade da própria estrela de condensar a matéria. Sem a fusão, a matéria começa a se esmagar para dentro e o núcleo começa a entrar em colapso.

Ao comprimir o núcleo, a temperatura e a pressão do interior da estrela aumentará tanto que o hélio começa a se fundir em carbono, que também libera energia de fusão e equilibra as forças. Ufa! O núcleo se recupera e a estrela ganha uma sobrevida. Entretanto, a atmosfera da estrela nesse momento se expande bastante, transformando a estrela em uma gigante vermelha.

Ela cresce tanto nesse processo que os planetas mais próximos são engolidos (isso acontecerá com o próprio Sol e seus planetas mais próximos, como Mercúrio, Vênus, e talvez a Terra). A estrela se torna instável, pulsando, inflando e ejetando partes de suas atmosferas, até que eventualmente todas as camadas externas da estrela se dissipam, criando uma nuvem de poeira e gás em expansão. Esse tipo de nuvem é chamado de nebulosa planetária — um nome um tanto infeliz, pois nenhum planeta surgirá dali.

Agora, sem atmosfera, sobra apenas o núcleo da ex-gigante vermelha, que passa a se chamar anã branca. Embora alguns ainda a chamem informalmente de estrela, a anã branca é apenas cinzas de um caldeirão cósmico que já carbonizou todo o material que havia dentro de si e agora começa a esfriar. Esse novo objeto é geralmente do tamanho da Terra, mas altamente denso — uma colher de chá de seu material seria mais pesado que uma caminhonete — e levará alguns bilhões de anos até que esfrie por completo.

Estrelas de massa intermediária

Aqui cabe mencionar as estrelas de massa intermediária, que podem se confundir um pouco com as de baixa massa, mas chegam até a 10 M☉. Elas também passam pela fase de gigante vermelha e possuem ciclo muito semelhante ao que vimos até aqui: as camadas atmosféricas infladas ainda estão fundindo hidrogênio em hélio, ganhando assim uma sobrevida, enquanto o núcleo é de hélio inativo. Mas também pode acontecer do núcleo de uma intermediária fundir o hélio, produzindo carbono.

Em qualquer dos casos, a fusão acelerada que acontece na camada acima do núcleo faz com que a estrela se expanda mais e mais, afastando o núcleo das camadas superiores. Isso reduz a força gravitacional — lembra de termos mencionado que as estrelas são mantidas pela sua própria gravidade? — e como resultado a estrela se resfria e se torna mais vermelha.

Esses processos no final do ciclo (e a velocidade com que tudo acontece) podem mudar um pouco, dependendo da quantidade de massa, mas não vamos nos prolongar muito nessas variações. O resultado tende a ser sempre uma anã branca, que brilhará em algumas faixas do espectro eletromagnético por muito tempo, em meio a uma nebulosa planetária.

Bem, alguns planetas foram dizimados nessas mortes trágicas, mas o universo é assim mesmo. Tudo passa por muitas transformações e em algum momento deve se tornar cinzas, poeira ou gás. Ou algo um pouco mais estranho.

Estrelas massivas

Uma estrela de alta massa tem mais de oito vezes a massa do Sol e só pode viver apenas por alguns milhões de anos. No fim de suas vidas, elas podem se tornar objetos exóticos, ainda misteriosos para a ciência, tais como supernovas e buracos negros.

Elas começam fazendo fusão nuclear da mesma forma que as suas colegas de baixa massa, mas vão muito além da fusão de hélio: elas ainda conseguem fundir carbono para convertê-lo em neônio (também conhecido por neon, o mesmo gás usado naquelas lâmpadas legais), que libera mais energia para a estrela equilibrar as forças internas com a pressão externa da gravidade.

Depois, o núcleo funde o néon produzindo oxigênio, que por sua vez será fundido em silício. Por fim, esse silício se funde em ferro, que é pesado demais para prosseguir os ciclos de fusão nuclear. A cada novo elemento, a estrela está se comprimindo um pouco mais, e como o ferro não pode ser fundido no interior de uma estrela, ela fica sem combustível em questão de dias. Isso é muito rápido em termos cósmicos, por isso uma estrela como essa pode começar a colapsar “do nada”.

Fundir ferro exige uma quantidade maior de energia do que a estrela dispõe, então o núcleo de ferro entra em colapso. Dissemos “núcleo de ferro”, pois cada camada de elemento fundido gerou um núcleo dentro do outro, como camadas de uma cebola. Então, as forças entre esses núcleos entram em ação e tudo retorna ao seu tamanho original. Essa mudança cria uma onda de choque que viaja pelas camadas externas da estrela e ela se transforma em uma supernova. Ou seja, ela explode.

Esse evento é incrivelmente brilhante, e certamente seria um espetáculo e tanto para nós caso a Betelgeuse explodisse em supernova. Lembre-se que essas estrelas de alta massa são, no mínimo, oito vezes mais massivas que o Sol! Essas explosões são sempre extremas. Mas não acaba aí, pois o remanescente de uma supernova “pequena” pode ser uma estrela de nêutrons superdensa do tamanho de uma cidade — uma colher de chá de seu material pesaria tanto quanto uma montanha.

No caso de estrelas ainda mais massivas, o núcleo se transforma em um buraco negro, um dos objetos cósmicos menos compreendidos que existem, pois são estupidamente massivos, devoram objetos que chegam perto demais, e são invisíveis porque engolem até mesmo as partículas de luz (se a luz não escapa dele, não podemos enxergá-lo).

Pense da seguinte forma: um objeto como uma estrela tem gravidade muito forte, mas se você estiver em uma nave e for capturado por esse poder gravitacional, talvez seu veículo consiga escapar. Mas nada — absolutamente nada — escapa da atração de um buraco negro, caso caia dentro dele. Não podemos mais mensurar o peso de uma colher do material desse objeto, pois a colher seria engolida e desintegrada ao nível molecular.

O único jeito de escapar de um buraco negro é viajar mais rápido que a velocidade da luz, mas isso violaria tudo o que sabemos sobre o universo verificável, então os cientistas concluem que não é fisicamente possível.

A explosão de uma estrela gigante como essas também deixa para trás uma nuvem de detritos, chamada simplesmente de “remanescente de supernova”. As imagens desses remanescentes são eventuamente capturadas em várias faixas de onda por telescópios espaciais, e nunca decepcionam em nos fornecer um incrível espetáculo colorido.

Remanescente da supernova de Tycho (Imagem: Reprodução/NASA/CXC/RIKEN & GSFC/T. Sato/DSS)
Remanescente da supernova de Tycho (Imagem: Reprodução/NASA/CXC/RIKEN & GSFC/T. Sato/DSS)

Quanto a essas nuvens, aqui está algo muito interessante: você notou que os elementos que as estrelas produzem em seus núcleos são parte da tabela periódica e muito comuns na Terra, certo? Pois é, todos esses elementos importantes para nós, seres vivos — hidrogênio, oxigênio, carbono, neon, ferro —, foram gerados dentro de estrelas e espalhados pelo universo após a explosão de supernovas ou depois da morte de uma gigante vermelha. Ao passar de muitos bilhões de anos, esses materiais acabam chegando em algum lugar onde há formação de novos planetas, como a Terra.

Por isso, não fique triste pelas estrelas que se vão. Esses processos são fundamentais para a disseminação dos elementos importantes para a formação da vida como a conhecemos. Além disso, boa parte dessa poeira e gás um dia poderão se tornar parte de outras estrelas, reiniciando todo o processo.

*Com informações de NASA

Fonte: Canaltech

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