VIDA DAS ESTRELAS

Evolução Estelar

A energia produzida no interior da estrela, através das reações de fusão, propaga-se até à superfície da mesma, como referido na secção acerca da formação destes astros. Esta energia causa uma grande agitação das partículas e a matéria estelar tende a expandir-se num todo, por ação de forças de pressão. No entanto, a força gravítica contraria essas forças e origina-se um equilíbrio hidrostático, no qual a estrela permanece durante grande parte da sua vida.

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Evolução Estelar: Texto

Ao falarmos acerca da massa estelar, na secção acerca das características da estrela, referimos que o tempo de vida de uma estrela depende da sua massa. Este facto está diretamente relacionado com o estado de equilíbrio da estrela. Uma estrela de maior massa está sujeita a uma maior força gravítica e, como tal, para que o seu equilíbrio hidrostático se mantenha, é necessária uma maior força de pressão que equilibre essa força gravítica. Assim, nas estrelas mais maciças, as reações de fusão do hidrogénio ocorrem a um maior ritmo, de modo a produzir mais energia. Desta forma, estas estrelas têm também maior brilho e maior temperatura, apesar de terem menor tempo de vida.
Quando todo o hidrogénio inicial se transforma em hélio, as forças de pressão que contrariam a força gravítica deixam de existir, o que resulta na compressão do núcleo estelar. Por sua vez, esta compressão origina o aquecimento do núcleo, o que permite o recomeço das reações nucleares e isso leva à formação de novos elementos (o hélio origina carbono e oxigénio).

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Até aqui, as reações nucleares ocorriam a nível do núcleo, mas quando se inicia a fusão do hélio, a energia produzida provoca o aumento da temperatura da camada que envolve o núcleo, desencadeando a fusão do hidrogénio nessa mesma camada, originando mais hélio. Posto isto, toda a energia proveniente das fusões do hélio e do hidrogénio é de tal forma colossal que origina a expansão da camada exterior da estrela, a fotosfera, cuja temperatura diminui, adquirindo um tom avermelhado. A este ponto, a estrela atinge a fase de gigante vermelha.

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A partir daqui o destino da estrela depende da sua massa inicial. Seja M a massa estelar:

Estrelas com M < 8 Msol – A formação de carbono e oxigénio no núcleo termina e a matéria e a energia produzidas são ejetadas para a camada exterior, que é empurrada para o espaço: formam-se assim as conhecidas nebulosas planetárias. É, ainda, quando termina a fusão do hélio que acabam as reações nucleares, sendo que, novamente, por ação da gravidade, o núcleo da estrela contrai-se, sofrendo um aumento de temperatura e de densidade, que resulta num aumento das forças de pressão entre os núcleos e os eletrões. Estas forças acabam, então, por equilibrar a força gravítica e atinge-se um novo equilíbrio, na fase de anã branca. Esta irá arrefecer ao longo do tempo e, eventualmente, deixar de brilhar, pois não tem mais combustível nuclear.

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Evolução Estelar: Bem-vindo

Estrelas com M > 8 Msol – Quando todo o hélio se esgota, o núcleo volta a contrair, sofrendo um aumento de temperatura, e as reações de fusão do carbono e do oxigénio têm início (o oxigénio produz silício e enxofre e o carbono produz néon e magnésio). Então, esgota-se o carbono e o oxigénio e, finalmente, o silício e o enxofre produzem ferro, também por reações de fusão. Enquanto isto, as reações de fusão têm início nas outras camadas da estrela, que se expandem devido à propagação de energia pelas mesmas: está atingida a fase de supergigante vermelha. As reações ocorrem apenas, também neste caso, até a formação de ferro. Quando os outros elementos se esgotam, o núcleo da estrela acaba por colapsar, por ação da força gravítica, libertando grandes quantidades de energia que se propagam pelas camadas exteriores, empurrando-as para o espaço através de uma explosão: a supernova. A vida desta estrela não acaba aqui e as reações nucleares são retomadas, havendo produção de elementos mais pesados, como o urânio. O resultado disto é um resíduo estelar que pode ter dois destinos diferentes, dependendo da massa da estrela inicial. No caso das estrelas com massa inferior a 25 Msol, o resíduo sofre compressão por ação gravítica e as colisões entre os núcleos causam a formação de neutrões a partir de protões (decaimento β+), formando uma esfera que atinge eventualmente o equilíbrio hidrostático – estrela de neutrões/pulsar. Por outro lado, no caso das estrelas com massa superior a 25 Msol, o resíduo estelar ganha uma densidade muito superior à das estrelas de neutrões. Forma-se, então, um buraco negro, com densidade e força gravítica tão elevadas que nem a luz lhe escapa.

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