Aqueles pontinhos cintilantes que decoram nossos céus, são na verdade magníficas usinas termonucleares espalhadas pela malha espaço-tempo do Universo. As estrelas são corpos compostos de plasma luminoso superaquecido, estabilizadas pela gravidade e pressão. Elas possuem uma variedade de tipos, tamanhos, massas e temperaturas.
Estima-se que o número total de estrelas no Universo seja de 100.000.000.000.000.000.000. A noite, quando atmosfera da terra deixa de refletir os raios solares, vemos 8.500 estrelas a olho nu e, usando telescópios ou lunetas, vemos outra infinidade delas.
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| Diagrama de um ciclo de vida de todos os tipos de estrelas. |
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| Aglomerado em formação |
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Nuvem molecular ou protoestrela. Uma das mais conhecidas são os Pilares da Criação, na nebulosa da Órion. |
Fase sequência principal
Estrelas com massa tipo solar (1.0 m☉) ou
Estrelas da Sequência Principal
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| Fase da Gigante Vermelha |
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| Fase da Supergigante Vermelha |
Estrelas de massa intermediária (Cerca de 8+/- 12 m☉)
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Formação de supernovas do Tipo Ia e do Tipo II. |
Estrelas com massa 15-25 M☉ (Massa Intermediária)
Formação estelar
A formação de estrelas bem como sua evolução é um evento natural e constante desde que o Universo começou a sintetizar os átomos nos primeiros instantes após do Big Bang.
Inicialmente, nasce um aglomerado frio (cerca de 10-20k) de poeira e gás acumulados e contraídos em pontos específicos devido a força de atração gravitacional, essa nuvem é chamada de Nuvem Molecular.
Com o passar do tempo (1000 anos depois), a temperatura do gás gradativamente aumentará e as colisões entre os átomos aumentará a temperatura para milhões de graus. Essa Nuvem Molecular continua a colapsar, aumentando cada vez mais a sua temperatura, e consequentemente, de acordo com a lei dos gases perfeitos (PV=NRT), aumenta também sua pressão interna.
Devido a estes constantes choques, e a densidade aumentada, os núcleos de hidrogênio entram em fusão nuclear.
Núcleo {densidade =100 x H20 / temperatura = 14x k}.
Essa reação termonuclear expulsará então uma energia em forma de luz e calor por todo o sistema da estrela. Quanto mais a estrela emitir luminosidade, ou seja, emitir energia, menos tempo ela durará. Esta reação dá-se no coração das estrelas e a equação global pode representar-se por:
Energia = 6,43 x 1011 J/g de He produzido!
Dependendo de sua massa inicial, a estrela irá formar outras à medida que a mesma se extinguir.
Quando a pressão interna do núcleo é bem mais que a força de atração gravitacional, a estrela entra em um colapso no final de sua vida, quando todo o hidrogênio se esgotar.
Em seu estágio inicial (protoestrela), a pressão interna aumenta sua expansão e sua temperatura diminui. A partir daí, a quantidade de matéria dentro da nuvem compactada pela gravidade oriunda do material existente ali, forma a Sequência Principal (onde há conversão de H em He), como o nosso Sol. Depois, surge a estrela de He resultante, a Gigante Vermelha. Posteriormente, os processos gravitacionais passam a converter o He em Carbono (C) e Oxigênio (O), o que aumenta seu tamanho, tornando-a uma Supergigante Vermelha. Quando os elementos se fundem novamente em nucleossíntese estelar, a Gigante Vermelha torna-se uma nebulosa planetária, composta de ferro (Fe) e carbono (C), porém muito pouco densa, em seguida a estrela torna-se em uma anã branca e depois desaparece, morrendo no espaço frio.
A sequência principal é uma curva no Diagrama de Hertzsprung-Russell, mais exatamente uma faixa, onde a maior parte das estrelas está localizada. Estrelas localizadas nesta faixa são chamadas de estrelas de sequência principal. As mais frias são chamadas de anãs vermelhas. Antes que a estrela se torne uma subgigante ou Gigante Vermelha.
Ocorre que o carbono sintetizado no núcleo age como um catalizador dando ignição a uma explosão ou um colapso gravitacional (desintegração do Fe). Quando o núcleo atinge o limite de Limite de Chandrasekhar (1.44 M☉*) inicia-se a queima de carbono a 10 trilhões de K. Temperatura suficiente para transformar o Hélio em Carbono (Explosão termonuclear). Depois disso os núcleos entram em colapso. Elementos mais pesados (Fe por exemplo), são convidados a se aglomerar no centro de massa da estrela, por ação da força de atração gravitacional que leva os elementos mais densos para o centro.
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| Formação dos elementos químicos em uma Supernova: Cada camada está processando a nucleossíntese, exceto o núcleo de Ferro que permanece estável crescendo até atingir a massa limite de Chandrasekhar |
Formação do Carbono
Com isso a estrela expulsa 99% do material da sua superfície. A energia (pressão e temperatura) se torna maior que sua gravidade então a estrela dispersará em uma Supernova.
Ela explode em uma supernova do Tipo II. A Supernova terá massa e pressão suficiente para fundir o carbono. O que resta é um objeto ultra denso chamado de estrela de nêutrons ou um buraco negro.
Quando a protoestrela é muito mais massiva que o Sol (20 a 100 massas solares), elas evoluem para as chamadas estrelas Wolf-Rayel. Essa fase não chega a explodir em supernova, porém são altamente instáveis. Elas entram diretamente em um colapso gravitacional, transformando-se em objetos chamados buracos negros. Os buracos negros são corpos onde a gravidade é tão intensa que nem a própria luz escapa.
Fontes:
Formação Estelar UFRGS, Arquitetura do Universo, Uma noção sobre ciclos das estrelas, HLS Corporation, Supernovae
