Embora as estrelas sejam objectos inanimados, tendemos a descrever os estágios da sua evolução tal como se estivessem vivas. Tal como nós, elas nascem, vivem e morrem.Claro que os seus tempos de vida são maiores que os nossos e podem ‘viver’ durante milhares de milhões de anos. Durante as suas vidas, as estrelas produzem quantidades monumentais de energia através de processos nucleares no seu interior, que lhes dão o seu brilho característico. Comecemos então pelo principio. De onde vêm as estrelas?

A matéria não se encontra igualmente distribuída pelo espaço. Entre os espaços vazios existem regiões de gás e nuvens de poeira, chamados meios interestelares, que são mais densas do que as que as rodeiam. Habitualmente, a energia cinética das nuvens de partículas é equilibrada pela força gravítica da nuvem. Contudo, se a nuvem for perturbada, talvez por uma supernova próxima, o equilíbrio quebra-se e a nuvem pode tornar-se mais densa nalgumas áreas.

Quando estas alcançam uma certa massa critica, as partes mais densas da nuvem podem contrair-se sob a influência da sua própria atracção gravitacional, causando a fragmentação da nuvem em secções mais pequenas e densas. Este processo leva alguns milhões de anos. À medida que a nuvem se contrai, a sua temperatura e densidade aumentam. Por fim, o novo objecto ganha forma esférica e passa a ser o que se designa por protoestrela. Devido à sua atracção gravitacional, a matéria da nuvem continua a cair sobre ele, aumentando continuamente a temperatura e densidade até que estas se tornam tão altas que começam a dar-se reacções nucleares em que o Hidrogénio se funde produzindo Hélio. Nasceu uma estrela.

No centro desta nuvem de gás e poeira chamada nebulosa Omega, formam-se continuamente novas estrelas. Fonte: NASA

A maioria das estrelas nasce no interior dos braços de uma galáxia espiral, onde existe mais gás e poeira. Por vezes, várias estrelas podem formar-se no interior da mesma nuvem molecular e então temos o que e designa por cluster estelar. Há dois tipos de clusters, os clusters abertos, que tendem a conter algumas centenas de estrelas relativamente jovens e quentes, bastante espaçadas, e os clusters globulares que tendem a conter milhares de estrelas mais velhas e agrupadas mais densamente.

Com excepção do Sol, as estrelas encontram-se extraordinariamente distantes. A estrela mais próxima, Proxima Centauri, está a 4,24 anos-luz de distância. Isto significa que quando os astrónomos observam as estrelas é difícil ver exactamente o que se está a passar. Observam-se principalmente duas coisas: a luminosidade e a cor da estrela.

Quando os astrónomos falam de luminosidade de uma estrela, o que querem dizer é magnitude absoluta, que é o brilho real da estrela e não o brilho aparente que depende de quão distante ela se encontra de nós. Normalmente mede-se numa escala logarítmica com respeito ao nosso Sol: por exemplo, se a estrela tem luminosidade 1, então tem o mesmo brilho que o nosso Sol. A cor de uma estrela está relacionada com a temperatura da sua superfície: estrelas mais ‘quentes’ parecem mais azuladas do que estrelas mais frias, que são mais avermelhadas.

Pode criar-se um gráfico em duas dimensões com a temperatura da superfície das estrelas contra a sua luminosidade. O gráfico teria um aspecto semelhante ao que se encontra à direita.

É provavelmente o diagrama mais importante em astronomia, o diagrama de Hertzsprung-Russell, denominado em honra dos dois astrónomos que primeiro o desenharam. No eixo horizontal está a temperatura da superfície, aumentando da direita para a esquerda, e no eixo vertical está a energia radiada, ou seja a luminosidade da estrela.

Curiosamente, as estrelas no diagrama de Hertzsprung-Russell não estão distribuídas uniformemente. Pelo contrário, formam um padrão bem definido. A maioria das estrelas encontra-se numa faixa que vai do canto superior esquerdo (estrelas grandes, muito brilhantes e quentes) para o canto inferior direito (estrelas pequenas, pouco brilhantes e frias). Esta faixa designa-se por Sequência Principal. No canto superior direito estão as estrelas muito grandes e brilhantes mas frias que se chamam Gigantes Vermelhas e no canto inferior esquerdo estão as Anãs Brancas, estrelas pequenas e pouco brilhantes mas extremamente quentes.

Durante cerca de 90% da sua vida a estrela vai estar relativamente estável e manter aproximadamente a mesma luminosidade, temperatura de superfície e tamanho. Neste ponto da sua evolução a estrela está em equilíbrio hidrostático. Portanto, a sua posição no diagrama de Hertzsprung-Russell não muda. Neste estado, a estrela encontra-se na Sequência Principal: o nosso Sol é um exemplo. Variam desde estrelas quentes e muito brilhantes no canto superior esquerdo do diagrama de Hertzsprung-Russell até estrelas mais frias e menos brilhantes no canto inferior direito. As estrelas podem permanecer nesta fase durante muito tempo. Contudo, este tempo não é o mesmo para todas as estrelas. As estrelas maiores tendem a queimar o seu combustível mais depressa e, consequentemente, ficam sem combustível mais cedo. As estrelas mais pequenas não necessitam de tanta energia para equilibrar a sua gravidade e têm, por isso, vidas maiores.

Os estágios da vida de uma estrela são definidos pela quantidade e tipo de combustível de que a estrela dispõe. Durante a Sequência Principal as estrelas utilizam hidrogénio como combustível. Quando o hidrogénio começa a acabar, a estrela produz menos energia para suportar o seu peso e o seu núcleo começa a contrair-se. Isto aumenta a temperatura e densidade do núcleo e a luminosidade da estrela aumenta consequentemente. Em virtude do aumento do calor libertado o raio da estrela aumenta para entre 100 a 1000 vezes o seu tamanho original mas com uma maior superfície para aquecer e menos combustível com que o fazer, a temperatura da superfície pode diminuir até 50%, e a estrela torna-se mais vermelha. Tais estrelas designam-se Gigantes Vermelhas. No diagrama de Hertzsprung-Russell localizam-se no canto superior direito. The stages of a star's life are defined by how much and what type of fuel the star has.

Quanto às estrelas pequenas (isto é, com menos de 8 vezes a massa do Sol), no final da sua fase de Gigante Vermelha, a estrela não consegue contrair o suficiente para gerar a temperatura necessária para continuar a fusão nuclear. Sem processos nucleares que a alimentem, as camadas exteriores da estrela tornam-se instáveis e o vento estelar produzido pela estrela afasta-as. Da Terra podemos vê-las como grandes nuvens coloridas que se afastam rapidamente da estrela, deixando para trás apenas o núcleo desta. Esta nuvem que se afasta da estrela tem o nome de nébula planetária.

A nébula Helix é um exemplo de nébula planetária que foi ejectada da anã branca remanescente ainda visível exactamente no centro da fotografia (Fonte: NASA). Uma nébula planetária tem este nome não porque tenha alguma coisa a ver com planetas mas porque os astrónomos antigos não a conseguiam observar muito bem e ela parecia uma esfera desfocada – um pouco como um planeta.

O núcleo remanescente é pequeno mas muito denso e quente. São chamadas anãs brancas exactamente por serem pequenas e terem a superfície a rubro branco. São tão densas que uma colher de chá do seu material teria na Terra o mesmo peso que um elefante. As anãs brancas encontram-se no canto inferior esquerdo do diagrama de Hertzsprung-Russell. As estrelas pequenas, tal como o nosso Sol, deixam um núcleo constituído por Carbono (e um pouco de Oxigénio), mas o das estrelas maiores é feito de Néon.

Estas estrelas já não estão a fundir material pelo que perdem calor com o tempo. Eventualmente, perdem o brilho e transformam-se em anãs castanhas.

Como vimos, há muitos tipos de estrelas que diferem bastante. A diferença mais óbvia entre elas é o tamanho. A fotografia abaixo mostra algumas estrelas da nossa galáxia. Há três gigantes vermelhas: Antares, Betelgeuse e Aldebaran. Rigel é uma supergigante azul. Sirius é uma estrela da sequência principal mas maior do que o nosso Sol – que se pode ver como um pequeno ponto em baixo à esquerda, minúsculo em comparação com as outras. As anãs brancas são tão pequenas que não podem ser mostradas à escala nesta imagem. Fonte: NASA.

Para as estrelas com mais de 8 vezes a massa do nosso Sol, a morte é assinalada com uma explosão gigantesca: durante o primeiro segundo pode ser tão brilhante como toda a galáxia com centenas de milhares de milhões de estrelas. Tais explosões chamam-se Supernovas de Tipo-II.

Depois de uma supernova, dependendo da massa da estrela original, há dois resultados possíveis para o núcleo da estrela. Para estrelas pequenas o núcleo torna-se uma estrela de neutrões. No entanto, se o núcleo da estrela tiver massa superior a 2,5 vezes a massa do Sol, o que resulta é um buraco negro.

O ponto brilhante nesta fotografia é a explosão de uma supernova que em 1987 teve lugar na nuvem de Magalhães a cerca de 156 000 anos luz de distância de nós.

Apesar da explosão estelar ter ocorrido cerca de 166 000 AC, só foi observada por nós em 23 de Fevereiro de 1987. A SN 1987A foi uma das explosões estelares mais brilhantes desde a invenção do telescópio há mais de 400 anos. Fonte: NASA/HUBBLE.

Durante uma supernova, toda a matéria é comprimida no núcleo da estrela em explosão. Isto significa que os protões e os electrões são tão comprimidos entre si que se tornam neutrões. Há, no entanto, um limite à compressibilidade dos neutrões e assim, eventualmente, o núcleo pára de se contrair e é formada uma Estrela de Neutrões.

As estrelas de neutrões são constituídas apenas por neutrões e têm um raio de apenas 10 km, aproximadamente. No entanto, uma estrela de neutrões é tão densa que uma colher de chá do seu material tem, aproximadamente, 20 vezes a massa da Grande Pirâmide de Gizé. De facto, as estrelas de neutrões são os objectos mais densos que se conhece. Muitas estrelas de neutrões encontram-se em rápida rotação com períodos entre milissegundos (1/1000 do segundo) e segundos. Esta rotação gera ondas de rádio que são observadas pelos radioastrónomos como curtos impulsos regulares e uma tal estrela de neutrões designa-se por Pulsar. Já mais de 400 Pulsares foram identificados desde a descoberta da primeira estrela de neutrões em 1967.

O Pulsar mais conhecido encontra-se no centro da Nebulosa do Caranguejo. A Nebulosa do Caranguejo é uma nuvem criada pela explosão de uma supernova observada pelos chineses no ano de 1054 DC. A Nebulosa do Caranguejo expande-se desde então. No centro desta nuvem está um pulsar, isto é, uma estrela de neutrões que roda cerca de 30 vezes por segundo. Fonte: NASA.

Para criar um Buraco Negro, o núcleo da estrela deve ter massa superior a 2,5 vezes a massa do Sol. Quando a massa é tão alta, a força gravitacional do núcleo é tão alta que, quando o material da estrela rapidamente colapsa para o seu interior, a força de repulsão entre os neutrões não consegue sustê-la. A matéria continua a cair continuamente, criando um objecto cada vez mais denso, que eventualmente se transforma num Buraco Negro.

Um Buraco Negro é uma região do espaço em que tanta massa (e logo tanta gravidade) está concentrada que nada – nem mesmo a luz – consegue escapar dela. Isto designa-se como uma singularidade porque toda a matéria se encontra concentrada num único ponto. Como nenhuma luz consegue escapar-lhe, os buracos negro aparentam ser … negros. Isto significa que os astrónomos não os conseguem ver. Contudo, conseguem ser detectados através da observação do aumento da temperatura da matéria circundante à medida que esta se aproxima em espiral e é engolida pelo buraco negro. Os buracos negros, em geral, têm uma massa que varia entre cerca de 4 e 10 vezes a massa do Sol.

No entanto, há outros tipos de Buracos Negros. Os astrónomos também descobriram Buracos Negros Supermassivos (BNS), que têm massas milhões de vezes maiores que o Sol. Estes encontram-se no centro das galáxias. Até há um no centro da nossa galáxia. Chama-se Sagitário A* e a sua massa é de aproximadamente 4 milhões de vezes a massa do Sol. Alguns BNS criam potentes jactos chamados quasares.

Visão artística de um quasar distante no Universo primitivo. O denso gás, poeira e mesmo até estrelas que o rodeiam produzem o brilho do quasar à medida que são sugados para o interior do BNS. Fonte: NASA.

Os quasares podem emitir a energia de centenas de galáxias a partir de uma área não muito maior do que o nosso sistema solar. Os quasares apenas se podem encontrar muito longe e formaram-se quando o Universo era muito mais novo e a densidade da matéria que rodeava o BNS era muito maior. Os Buracos Negros que subsistem hoje no centro das galáxias já engoliram a maior parte da meteria que os rodeava e portanto produzem muito menos energia.

Surpreendentemente, a historia não acaba aqui, os astrónomos descobriram ainda mais um tipo de buraco negro: os buracos negros intermédios, com massas centenas de vezes maior do que a massa do nosso Sol. Trata-se de uma descoberta recente e os astrónomos ainda não sabem bem como a interpretar. Embora os estudos pareçam provar a sua existência, ninguém sabe explicar como são criados já que parecem demasiado grandes para resultarem de estrelas!

A maioria das estrelas não é solitária como o nosso Sol, mas pertence aos chamados binários que consistem em duas estrelas. Pode dar-se que uma destas estrelas já se tenha tornado uma anã branca enquanto a outra é ainda uma gigante vermelha. Neste caso dá-se acreção de matéria, i.e., transferência contínua a partir da gigante vermelha para a anã branca. Dependendo da taxa a que se dá a deposição de matéria na superfície da anã branca podem dar-se dois resultados.

A matéria depositada na superfície da anã branca explode. Uma tal explosão designa-se por nova, porque parece que uma nova estrela surgiu no céu. Todos os anos, só na Via Láctea, observam-se algumas dezenas destas novas. A estrela fica brilhante durante alguns dias ou semanas e depois volta a reduzir o brilho. Também já foram observadas novas recorrentes, com intervalos de repetição de anos ou décadas.

Longe, uma estrela explodiu como uma supernova de tipo-I. É visível como o ponto brilhante no canto inferir esquerdo e ocorreu nos arredores de uma galáxia (Fonte da imagem: NASA). Esta é a segunda possibilidade: a anã branca pode sofrer uma gigantesca explosão, que se chama uma supernova de tipo-I. Estas supernovas podem ocorrer tão frequentemente e ser tão brilhantes como as supernovas de tipo-II: podem ter o brilho de centenas de milhares de milhões de estrelas.