Quando olhamos para o céu nocturno, vemos um tapete de estrelas cintilante. Estas pitadas cintilantes de luz são, na verdade, bolas maciças de hélio aquecido com plasma e gás hidrogênio.

São alimentadas por fusão nuclear, vêm em muitas formas diferentes, e têm uma fascinante trajectória evolutiva.

Nasce uma estrela

Forma de estrelas dentro de nuvens amorfas de gás e poeira chamadas nebulosas. Massas de gás – principalmente hélio e hidrogênio – com estes viveiros estelares colapsam sob sua própria gravidade e começam a esquentar, formando um protostar. As temperaturas sobem no núcleo destes protostares rodopiantes à medida que se juntam gás e poeira nas proximidades.

Um protostar vai passar cerca de 100 milhões de anos na sua fase Tauri. Estas grandes e voláteis estrelas ainda não podem gerar fusão nuclear, mas podem embalar um soco com os ventos estelares que emitem. Eventualmente, quando o núcleo da estrela atinge temperaturas de cerca de 27 milhões de graus Fahrenheit, ocorre a fusão nuclear. O hidrogénio e os átomos de hélio ligam-se um ao outro, e voilá: nasce uma estrela.

Esta explosão de energia abranda o colapso gravitacional. Material que não é engolido pela estrela recém-nascida pode formar planetas, asteróides e outros objetos celestiais. Este processo pode levar cerca de 100.000 anos, segundo o Universo Hoje.

Após o início da fusão nuclear, a estrela desliza para sua próxima fase, a fase da Sequência Principal. A maioria das estrelas que vemos no céu noturno (e de dia) são estrelas da seqüência principal, de acordo com a National Geographic. As estrelas passam a maior parte da sua vida na fase da sequência principal.

É classificada

ESO

Existem muitos tipos diferentes de estrelas da sequência principal. Os astrônomos usam a assinatura espectral de uma estrela para decifrar sua composição, luminosidade, cor e temperatura. Com base nestas observações, eles podem dizer a idade de uma estrela e o seu tamanho. As sete classes espectrais, ordenadas do mais quente ao mais frio, são O, B, A, F, G, K e M.

A temperatura de uma estrela é medida na unidade kelvin. A temperatura da superfície das estrelas pode variar de cerca de 2.500 K nas estrelas mais frias até cerca de 30.000 K nas estrelas mais quentes. (A lava que irrompeu do vulcão Kilauea no Havaí atinge temperaturas de cerca de 1.444 kelvin). A cor de uma estrela está diretamente ligada à sua temperatura. As estrelas mais quentes parecem brancas ou azuis. As estrelas mais frias têm tonalidades mais quentes e muitas vezes parecem ser amarelas, alaranjadas e vermelhas.

Astrônomos caracterizam o brilho de uma estrela medindo sua magnitude e luminosidade, ou a quantidade total de energia que uma estrela agita em um segundo, bem como a distância que elas estão. As estrelas podem ser categorizadas pela sua luminosidade. As seis classes, da mais brilhante à mais fraca são Ia, Ib, II, III, IV e V.

A massa de uma estrela pode definir como ela vai viver e morrer. Estrelas mais maciças queimam através de seu hidrogênio mais rapidamente e morrem primeiro. Os astrônomos medem a massa de outras estrelas em “massas solares” em relação ao nosso sol.

Usando todas estas variáveis, os astrônomos traçam a fase evolutiva de uma estrela no diagrama de Hertzsprung-Russell.

As estrelas mais pequenas são chamadas de estrelas anãs vermelhas. Estas estrelas de vida longa são abundantes no universo e muito fracas, emitindo 0,01 por cento da energia do nosso sol. Por outro lado, as hiper-estrelas de curta duração podem atingir até 100 massas solares. Elas queimam mais brilhante, atingem temperaturas de 30.000 kelvin, e são extremamente raras no universo.

O nosso sol é um anão amarelo tipo G. O nosso vizinho estelar mais próximo, Proxima Centauri, é uma anã vermelha do tipo M. Vega, na constelação Lyra, é uma anã anã branca-azulada do tipo A.

Estrela da Morte

(ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/E. O’Gorman/P. Kervella, 2017)

Hidrogênio é a principal fonte de combustível de uma estrela. Eventualmente, uma estrela usará todo o hidrogênio do seu núcleo, tendo-o convertido em hélio. As forças da gravidade farão o núcleo colapsar, fazendo com que ele aqueça novamente. O aumento da temperatura provocará reações de fusão nas camadas externas da estrela, fazendo com que ela se expanda e se torne uma gigante vermelha.

No fim da sua vida, gigantes vermelhos de massa média se desviam das suas camadas externas e se transformam em uma anã branca ultra densa. Estas minúsculas e mais densas cascas estelares acabam por se desvanecer em elusivas estrelas anãs negras, que são quase indetectáveis pelos astrónomos. O nosso próprio sol irá encontrar este destino em cerca de 6 bilhões de anos.

O nosso sol é a única estrela neste sistema. Esse não é o caso em todo o universo. Muitos sistemas estelares são o que é chamado de “sistema binário”, o que significa que são compostos por duas estrelas que se circundam uma à outra. (Pense Tatooine.) Existem também “sistemas múltiplos”, que têm um número de estrelas diferentes.

Anãs brancas num sistema binário de estrelas são apanhadas num ciclo complicado. Elas absorvem gás hidrogênio e outros materiais de sua estrela companheira até incharem e explodirem em uma explosão de fusão nuclear. Depois que a anã branca “vai nova”, ela escurece e repete o ciclo. Em alguns casos, de acordo com a NASA, uma anã branca pode acumular material suficiente de sua estrela companheira para explodir completamente e se tornar supernova.

Em vez de se transformar em uma anã branca, supergiã vermelha, estrela mais de oito vezes a massa do nosso sol, lança violentamente gás e poeira para fora no meio cósmico. (No início deste ano, falava-se que Betelgeuse poderia ficar cheia de supernovas.) Os remanescentes desta violenta explosão são chamados de estrelas de nêutrons.

A maior massa de estrelas – aquelas com uma massa mais de 25 vezes maior que a da nossa supernova sol-go e deixam buracos negros rodopiando no seu rastro. Após a explosão, todo o material da estrela colapsa num único ponto, dando origem a um buraco negro de massa estelar.