Uma estrela é um corpo astronômico que emite luz e calor como resultado das reações termonucleares que ocorrem dentro dela. Este é também o nome dado a outros objetos astronômicos que brilham e são mantidos graças a outros tipos de processos.
Se você teve a sorte de observar um céu noturno claro, terá percebido que existem centenas de estrelas cobrindo a abóbada celeste. É impressionante pensar que muitas destas estrelas são objetos da mesma natureza do nosso Sol, mas estão tão longe de nós que a olho nu podem ser vistas como pequenos pontos cintilantes.
As estrelas, como nós, têm um ciclo de vida. Eles nascem e morrem. Neste momento, milhões de estrelas estão a nascer em grandes nuvens de hidrogénio molecular espalhadas por todo o Universo. Estas imensas nuvens de hidrogénio são quase homogéneas, no entanto, e por diferentes razões, pode acontecer que numa área destas nuvens de hidrogénio exista uma maior densidade de gás. Sob estas condições, a gravidade fará a sua parte e começará a recolher mais gás nesta área, o que por sua vez aumentará ainda mais a sua densidade e fará com que cada vez mais gás seja atraído. Mais cedo ou mais tarde, a nuvem de hidrogénio será fragmentada em áreas de alta densidade rodeadas por áreas menos densas.
À medida que o gás se concentra nesta área, ele começará a adquirir uma forma esférica, a pressão e a temperatura também aumentarão até que a energia interna do sistema seja suficiente para iniciar a fusão nuclear do hidrogênio.
Assim que a fusão começa, a estrela nasce. O resto da vida de uma estrela será um delicado equilíbrio hidrostático entre a força da gravidade que quer continuar a compactá-la e a pressão da radiação que tenta expandi-la. Embora, assim descrito, o nascimento de uma estrela pareça rápido, a verdade é que este processo leva milhares de milhões de anos.
Ao contrário de nós, a vida e o destino de uma estrela estão marcados desde o início da sua vida. Estrelas mais massivas terão vidas mais curtas porque fundem mais hidrogénio e ficarão rapidamente sem combustível, e muitas destas estrelas terão mortes espetacularmente violentas. Por outro lado, estrelas menos massivas viverão mais e morrerão de forma relativamente pacífica.
Estima-se que existam cerca de 10 24 estrelas no universo, isso é quase mil vezes mais que o número de grãos de areia de todas as praias do mundo. Este grande zoológico estelar é composto por estrelas de diferentes tamanhos, cores e temperaturas. Dada esta grande variedade, é necessário ter um sistema de classificação que nos permita identificar diferentes tipos de estrelas em relação às propriedades que podemos observar.
O sistema de classificação de Harvard é o mais amplamente utilizado para identificar estrelas. Neste sistema, as estrelas são classificadas tendo em conta o seu tipo espectral, ou seja, a sua temperatura e cor. As estrelas mais frias são de cor avermelhada e as mais quentes são de cor azulada. As letras O, B, A, F, G, K, M são usadas para classificar estrelas desde as mais frias (M) até as mais quentes (O), embora mais letras tenham sido agora adicionadas para se referir a outros tipos de estrelas.
Além das letras, uma sequência de números que varia de 0 a 9 é utilizada para classificar estrelas na mesma categoria dependendo de sua temperatura, assim, uma estrela do tipo A3 será mais quente que uma estrela A8. E por fim, é adicionada uma subclassificação conhecida como Sistema Morgan – Keenan , que consiste em algarismos romanos para determinar o tipo de luminosidade da estrela. A classe de luminosidade I corresponde a estrelas supergigantes, enquanto a classe V são estrelas da sequência principal. A esta classificação também foram adicionadas subclassificações para tipos de estrelas muito específicos.
Para dar um exemplo. Nosso Sol é uma estrela do tipo G2V, ou seja, é uma estrela amarelada com temperatura superficial aproximada de 5700 K e atualmente está na sequência principal.
Com um sistema de classificação estelar em mãos, é muito útil poder representá-lo graficamente. Imagine que você começa a observar uma parte do céu noturno com um bom telescópio e se prepara para classificar cada uma das estrelas que observa. Você anota seu tipo espectral (ou temperatura) correspondente, sua luminosidade (ou magnitude absoluta) e os coloca em um gráfico dependendo desses dois parâmetros. O gráfico resultante é chamado de Diagrama Hertzsprung – Russell (H – R) em homenagem aos astrônomos Ejnar Hertzsprung e Henry Russell, que o criaram de forma independente no início do século XX.
O diagrama H – R é uma distribuição de estrelas onde a grande maioria cai em uma faixa que se estende quase diagonalmente ao longo do gráfico. Esta faixa é chamada de Sequência Principal e aproximadamente 90% das estrelas existentes estão neste estágio.
Uma estrela passará a maior parte de sua vida na sequência principal. Nesta fase a estrela funde hidrogénio para formar hélio e libertar energia. Como mencionado acima, quanto mais massa uma estrela tiver, mais rápida será a fusão do hidrogénio e, portanto, mais curta será a sua vida. Quando o hidrogênio se esgota no núcleo da estrela, ele sai da sequência principal e começará a fundir o hélio para formar elementos mais pesados e passar para estágios posteriores e mais rápidos de sua vida.
Nosso Sol ainda está na sequência principal fundindo hidrogênio e formando hélio. Na verdade, este último elemento foi observado pela primeira vez na atmosfera solar e o seu nome vem de Hélios, o deus Sol da mitologia grega. Mas mais cedo ou mais tarde, dentro de cerca de 5 mil milhões de anos, para ser mais exacto, o Sol ficará sem combustível nuclear. Neste ponto, o que acontecerá a seguir?
Sem hidrogénio suficiente para fundir, a pressão interna do Sol diminuirá e o equilíbrio hidrostático será quebrado. A gravidade começará a compactar a velha Estrela Rei, os átomos de hélio ficarão cada vez mais próximos e em determinado momento a pressão e a temperatura serão suficientes para que o hélio agora se funda e forme átomos mais pesados, como carbono, nitrogênio e oxigênio. Porém, as camadas externas do Sol irão se expandir e esfriar, agora nossa estrela será uma Gigante Vermelha . Neste processo de expansão o Sol devorará Mercúrio, Vênus e provavelmente a Terra.
Quando o Sol moribundo não tiver mais combustível nuclear, ele expulsará suas camadas externas e deixará como evidência de sua existência uma Nebulosa Planetária que se estenderá além da órbita de Plutão. No centro do cadáver solar estará o seu remanescente, uma Anã Branca que brilhará durante bilhões de anos.
As anãs brancas são o resultado final da vida de estrelas semelhantes ao nosso Sol. Quando uma estrela fica sem combustível nuclear, ela para de lutar contra a força da gravidade e começa a se contrair. A retração é tão grande que podem ser atingidas densidades da ordem de uma tonelada por centímetro cúbico.
Neste ponto, os átomos que constituem o núcleo da estrela moribunda estão tão compactados que os seus electrões começam a aproximar-se cada vez mais. O Princípio de Exclusão de Pauli afirma que dois férmions, como elétrons ou quarks, não podem estar no mesmo estado quântico simultaneamente. Em outras palavras, se dois elétrons ocupassem o mesmo lugar, o Princípio de Exclusão de Pauli seria violado. Nessas circunstâncias, a matéria entra em um estado denominado Degeneração Eletrônica para não violar o Princípio de Exclusão e começa a exercer uma pressão externa que neutraliza a gravidade. Os caprichos do mundo quântico farão com que esta estrela viva durante milhares de milhões de anos até desaparecer gradualmente.
Algo curioso que acontece com as anãs brancas é que quanto mais massivas elas são, menores ficam, ou seja, possuem maior densidade. Por causa disso, existe um limite para a massa que uma anã branca pode ter para que a pressão devido à degeneração eletrônica possa suportar a gravidade. Este limite é aproximadamente M limite ≈1,44 M Sol e é conhecido como Limite de Chandrasekhar . Se uma anã branca exceder esse limite, ela se tornará uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
Mencionamos anteriormente que o Sol acabará por fundir o hélio para sobreviver, mas não há mais nada que ele possa fazer para prevalecer, pois sua massa e temperatura o impedem. A história é diferente para estrelas muito mais massivas e mais quentes, uma vez que podem fundir elementos mais pesados. No entanto, surge um problema desta aparente vantagem porque os processos de fusão tornam-se mais ineficientes à medida que avançamos na tabela periódica.
Elementos mais pesados requerem mais energia para se fundirem em comparação com a energia que é liberada no processo. O ponto de inflexão ocorre quando a energia necessária para fundir dois átomos é maior que a energia liberada, isso ocorre quando o Ferro é atingido. Ironicamente, o mesmo elemento de que precisamos para transportar oxigênio pelo sangue é o mesmo que dá o tom para a morte de estrelas massivas. Se o núcleo rico em ferro de uma estrela massiva exceder o Limite de Chandrasekhar, a degenerescência electrónica será insuficiente para sustentar a estrela e o núcleo entrará em colapso a alta velocidade.
O colapso do núcleo de uma estrela massiva é forte o suficiente para que prótons e elétrons se unam para formar nêutrons e ejetar uma gigantesca cascata de neutrinos. Embora os neutrinos não interajam muito com a matéria, o número liberado neste tipo de evento é tão grande que podem expulsar as camadas mais externas da estrela e produzir as explosões mais violentas do Universo conhecidas como Supernovas . A energia libertada neste processo é tão grande que o brilho de uma supernova pode exceder o brilho total da sua galáxia hospedeira.
Talvez neste momento você esteja se perguntando: se o Ferro marca o limite do processo de fusão em uma estrela, por que na Terra e no Sistema Solar podemos encontrar naturalmente a presença de elementos mais pesados que o ferro? Acontece que durante as explosões de supernovas a energia liberada é suficiente para produzir elementos mais pesados que o ferro. Além disso, isto também é uma indicação de que o nosso Sol é uma estrela de segunda geração, ou seja, surgiu da morte de uma estrela anterior que provavelmente explodiu como uma supernova e inundou o futuro Sistema Solar com elementos pesados.
Após a explosão de uma supernova, resta um remanescente estelar, tal como acontece com estrelas menos massivas como o Sol. Neste caso, dependendo da massa inicial da estrela, uma estrela de neutrões ou um buraco negro podem permanecer como remanescente.
Uma estrela de nêutrons é o remanescente de uma estrela massiva que entrou em colapso e explodiu como uma supernova. Como o próprio nome indica, seu núcleo é composto principalmente de nêutrons, embora suas camadas externas também sejam compostas por quantidades menores de prótons e elétrons. Este tipo de estrela, assim como as anãs brancas, sobrevivem graças à matéria degenerada que as compõe, só que neste caso a degeneração não é de elétrons, mas de nêutrons.
Estrelas de nêutrons possuem massa mínima acima do Limite de Chandrasekhar (aproximadamente 1,44 M do Sol ) e massa máxima que varia entre 1,5 e 3 massas solares, este último é chamado de Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff . A massa de uma estrela de nêutrons entrou em colapso tanto que seu tamanho é de apenas 10 a 20 km. Isto implica que a densidade de uma estrela de nêutrons é imensa, para se ter uma ideia, um cubo medindo 1 cm. de cada lado e tendo a densidade média de uma estrela de nêutrons pesaria aproximadamente um bilhão de toneladas.
O tamanho de uma estrela de nêutrons é tão pequeno comparado ao da estrela original que, pela mera conservação do momento angular, ela gira a velocidades incrivelmente altas. Cargas elétricas livres na superfície desta estrela em rotação geram um poderoso campo magnético que expele jatos de radiação dos pólos magnéticos. A alta velocidade de rotação e os jatos de radiação ejetados fazem com que algumas dessas estrelas quando observadas com telescópios especializados apareçam como pulsos muito consistentes, razão pela qual essas estrelas de nêutrons pulsantes receberam o nome de Pulsares .
Se uma estrela de nêutrons exceder o Limite de Tolman – Oppenheimer – Volkoff, a pressão de degeneração não é suficiente para suportar o colapso gravitacional da estrela. Se isso acontecer, a gravidade é proclamada a vencedora absoluta desta batalha e dá origem a um dos objetos astronômicos mais fascinantes que existem… Um buraco negro.
Os buracos negros são a devastação de uma batalha entre as quatro forças fundamentais da natureza, onde a gravidade saiu vitoriosa. Um buraco negro é uma região do espaço onde uma grande quantidade de matéria foi compactada a ponto de o próprio espaço-tempo se fraturar e dar origem ao que é conhecido como Singularidade .
Os buracos negros estelares surgem quando uma estrela muito massiva explode como uma supernova e o seu núcleo excede o limite de Tolman – Oppenheimer – Volkoff.O colapso gravitacional irá compactar o núcleo estelar a um ponto tão pequeno que a densidade se torna quase infinita. Isto é verdade para a maioria dos buracos negros estelares, embora se pense que algumas estrelas supermassivas possam colapsar diretamente para formar um buraco negro. Existem também buracos negros supermassivos no centro de algumas galáxias como a nossa Via Láctea, a formação deste tipo de buracos negros ainda é um mistério e existe um vasto campo de investigação neste sentido.
A gravidade de um buraco negro é tão imensa que sua velocidade de escape excede a velocidade da luz. Nem mesmo a luz consegue escapar de um buraco negro. Qualquer coisa além da região conhecida como Horizonte de Eventos não será capaz de escapar da atração gravitacional do buraco negro e inevitavelmente cairá na singularidade. Observar um buraco negro diretamente é praticamente impossível, tudo o que sabemos sobre esses monstros astronômicos se deve a modelos e observações indiretas de estrelas próximas a um buraco negro ou aos discos de acreção ao seu redor.
O que acontece dentro de um buraco negro ainda é desconhecido para nós e provavelmente estamos longe de saber. Muitos físicos acreditam que os buracos negros podem ser a chave para finalmente unificar a Relatividade Geral e o Modelo Padrão numa única Teoria de Tudo.
Artigo de: Ángel Zamora Ramírez. Licenciado em Física. Cursando Mestrado em Engenharia e Física Biomédica.
Referencia autoral (APA): Zamora Ramírez, A.. (Março 2024). Conceito de Estrela. Editora Conceitos. Em https://conceitos.com/estrela/. São Paulo, Brasil.
