Morte E Vida das Estrelas

Os modelos que atualmente estudam a origem e a evolução de estrelas sugerem que as estrelas nasçam da concentração de matéria existente em grandes nuvens de gás e poeira. Essa concentração ocorre por causa de forças gravitacionais atuantes entre cada uma das partículas dessa nuvem ou por influências externas (outras nuvens, estrelas etc.). Durante o processo de contração, as partículas da nuvem vão sendo atraídas para o centro de gravidade dessa nuvem. Com essa queda, elas se aceleram, aumentando gradativamente suas velocidades.

Proto-Estrela

Começa a crescer o número e a intensidade dos choques entre essas partículas. Esses choques aquecem a nuvem, que começa a emitir luz e energia. As partículas da nuvem procuram atingir sua distribuição de menor energia. Demonstra-se que a forma de menor energia nesse caso é a forma esférica. Assim, a nuvem procura se reformatar na forma esférica. Muitas vezes, uma mesma nuvem se fragmenta formando diversas configurações esféricas.

Depois que a proto-estrela se forma, ela continua a se concentrar e diminuir de tamanho. Nessa contração a temperatura interna aumenta bastante, a ponto de ionizar os átomos aí existentes, retirando os elétrons que giram em torno do núcleo atômico. O interior da proto-estrela passa a ser constituído não mais de átomos, mas sim de uma mistura de prótons e elétrons, basicamente. A essa mistura dá-se o nome de plasma, conhecido como sendo o quarto estado físico da matéria.

Devido à alta temperatura, os prótons apresentam um movimento muito intenso. Alguns deles podem se chocar, e apesar das forças de repulsão eletrostática que procuram repelir cargas elétricas de mesmos nomes, a velocidade desses prótons pode ser tão grande que eles conseguem suplantar essa repulsão e se unirem entre si. Quando ocorre a fusão desses prótons, diz-se que foi feita uma fusão nuclear. É quando começam as reações de fusão nuclear no interior da proto-estrela que dizemos que nasceu uma estrela.

Nascimento de uma Estrela

Durante as fases iniciais da vida de uma estrela, ela ainda continua contraindo e emitindo luz e podendo perder parte de sua massa. Um estágio pelo qual passa grande parte das estrelas jovens é chamado de estágio T Tauri, que antecede o ingresso da estrela na sua idade adulta. Esse nome vem da primeira estrela em que tal fato foi descoberto: estrela T da constelação do Touro. É uma fase na qual ela ainda está parcialmente imersa na nuvem de gás que lhe deu origem. Parte dessa camada de gás é ejetada da estrela, ocorrendo uma espécie de “vento estelar” ou seja partículas parecem estar sendo “assopradas” embora da estrela.

Estrelas Jovens

Quando a estrela entra numa fase de equilíbrio, na qual seu diâmetro fica praticamente constante, podemos dizer que a estrela entrou na fase adulta de sua vida. Tecnicamente esse período é conhecido como Sequência Principal. É nesse estágio que a estrela vai passar a maior parte de sua vida adulta, e só vai sair dessa fase quando não houver mais reação de fusão nuclear transformando hidrogênio em hélio no seu interior. O tempo durante o qual uma estrela fica na Sequência Principal depende fundamentalmente da massa da estrela: quanto menor for a massa, menos tempo a estrela fica nessa fase.

Estrelas na Sequência Principal

É a fusão nuclear que fornece energia para que o interior estelar se mantenha com uma pressão térmica capaz de contrabalançar a pressão gravitacional causada pela massa da estrela. Se houver uma diminuição na taxa de geração de energia, a estrela tende a esfriar, diminui a pressão térmica e a estrela se contrai graças à pressão gravitacional. Com a contração, ocorre um aquecimento no interior da estrela, favorecendo o aumento de temperatura, o aumento da pressão térmica com a consequente expansão da estrela.

Fim do Combustível Nuclear

Fases da Vida de uma Estrela

JovemAdolescente

MaduraVelha

É o resultado da evolução de uma estrela gigante vermelha. Depois da expansão da estrela, ela esfria um pouco e por causa disso diminuem as reações de fusão nuclear no seu interior. A estrela começa a contrair, mas faz isso de modo que a região central se contrai mais rapidamente que a parte periférica. Em consequência, forma-se um núcleo central parecendo um caroço e em volta fica uma nuvem de gás.

Com o tempo o caroço se torna uma estrela anã branca e o gás da periferia se expande e espalha-se pelo meio interestelar.

Nebulosa Planetária

Fim