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.
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.
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.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 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.
O resultado depende da massa da estrela.