O que é uma estrela ?

Vamos dividir antes de mais nada esse texto também em tópicos para ser mais fácil a pesquisa direta de um determinado assunto.
1. O que é uma estrela: Uma Estrela é um objeto celeste, em geral de forma esferoidal, no interior do qual dominam temperaturas e pressões elevadas, particularmente nas regiões vizinhas do centro. Constituem o elemento fundamental do universo, agrupando-se em aglomerados, associações, correntes, grupos, galáxias. Variam em larga escala quanto ao brilho intrínseco, volume, densidade, massa, cor e estabilidade física. À vista desarmada, o seu brilho é aparentemente definido pela magnitude, que aumenta à medida em que aquele diminui; por isso é possível ver, à vista desarmada, estrelas de até a sexta magnitudes e até as de vigésima terceira magnitude com os telescópios mais avançados.
2. A grande diferença entre planetas e estrelas: Planeta (em oposição à estrela) é um corpo em cujo interior as condições de temperatura e pressão não são suficientes para sustentar, de forma continuada, as reações de fusão nuclear responsáveis pela luz das estrelas. Como a temperatura e pressão internas dependem basicamente da massa total do corpo, este é o parâmetro que determina qual tipo de corpo, se estrela ou planeta, ele se tornará. Assim, corpos que durante sua formação consigam acumular uma massa maior que 0.08 massas solares (~80 massas de Júpiter) se tornam estrelas, enquanto aqueles que não conseguem crescer além de umas 13 massas de Júpiter se tornam planetas. Entre estes dois limites estão objetos conhecidos como anãs marrons, limítrofes entre os planetas gigantes e as estrelas de menor massa, os quais podem ter, episodicamente e de forma ineficiente, processos de fusão ocorrendo em seu interior.
O fator que limita o crescimento das proto-estrelas (ou dos proto-planetas) é meramente a quantidade de matéria disponível em sua vizinhança durante sua formação. A composição da nuvem onde se dá esse crescimento tem muito pouca influência em determinar se objeto será um planeta ou uma estrela, já que mais de 90% da matéria no universo está sob a forma de átomos de hidrogênio, mas dela dependem os tipos de planetas ou estrelas que podem ali se formar. Para que existam planetas como a Terra, por exemplo, é necessário que a nuvem seja relativamente rica em elementos pesados. Como todos os elementos mais pesados que o lítio foram necessariamente formados em interiores de estrelas, qualquer planeta ou estrela que os contenha é composto, ao menos em parte, por matéria ejetada durante os estágios finais de estrelas massivas.
No caso do sistema solar, se acredita que os planetas se formaram a partir do material da nuvem proto-solar durante os estágios finais da formação do Sol. A abundância de elementos pesados, presentes tanto nos planetas como no próprio Sol, indica que a nuvem proto-solar havia sido previamente enriquecida por matéria ejetada por uma ou mais estrelas.
3. O nascimento, evolução e morte de uma estrela: O tempo de vida de uma estrela depende basicamente da sua massa inicial. A massa da estrela determina a sua temperatura central, o que, por sua vez, determina a taxa de queima nuclear e, portanto, a sua evolução.
As estrelas se formam a partir da fragmentação, seguida da condensação, de nuvens de gás (principalmente hidrogênio) e poeira presentes nas galáxias. À medida que a nuvem proto-estelar se contrai, sob a influência de sua própria gravitação, a sua temperatura aumenta devido à energia liberada pela contração. Neste estágio a proto-estrela emite radiação no infra-vermelho. Quando a temperatura central da nuvem atinge cerca de dez milhões de graus os núcleos de hidrogênio (H) começam a interagir. A energia obtida com a conversão de H em hélio (He) é suficiente para suprir as necessidades da estrela. A contração cessa, pois agora existe uma fonte de energia térmica que se contrapõe ao colapso gravitacional, e a estrela atinge uma situação de equilíbrio. A estrela se mantém estável até que o H do seu núcleo seja consumido, mas isso leva muito tempo – representa aproximadamente 90% da vida da estrela. Essa fase da vida da estrela é chamada Seqüência Principal (SP), porque a maioria das estrelas encontram-se nessa seqüência do diagrama evolutivo.
Quando o H central se esgota, a estrela necessita de uma nova forma de obtenção de energia. A maneira mais imediata é a contração gravitacional. O núcleo da estrela, neste momento é composto basicamente pelo He criado a partir da queima de H. Este núcleo de He é envolto por camadas de H que não foram consumidas na seqüência principal (SP). À medida que a estrela contrai, o seu núcleo de He se aquece. Junto com o núcleo, as camadas imediatamente superiores a ele também contraem e o H das primeiras camadas próximas ao núcleo começa a queimar. Dizemos que o H está sendo queimado em uma concha ao redor do núcleo. O He criado nesta nova queima também vai sendo depositado no núcleo, que continua a se contrair. O núcleo vai se aquecendo devido à contração. A energia liberada na contração do núcleo empurra as camadas superiores (de H) para fora, de modo que essas camadas se expandem e esfriam rapidamente. Com isso, a estrela aumenta de tamanho e a sua temperatura superficial diminui. O fim da queima do H marca a saída da estrela da SP e o início da fase de gigante vermelha.
Quando o núcleo de He atinge uma temperatura alta o suficiente, inicia-se a queima do He. Depois da ignição a estrela queima He primeiro no núcleo, depois na concha, como no caso do H. Os produtos da queima de He são o carbono e o oxigênio, que vão sendo depositados no núcleo. Cada vez que a estrela esgota um combustível, o núcleo contrai e ocorre a ignição de um elemento mais pesado, produto da queima anterior: primeiro no núcleo, depois numa concha. Este ciclo se repete até elementos mais pesados, como o Ferro.
Este esquema simplificado, na verdade, apresenta muitas variações possíveis, devido aos diferentes processos que podem ocorrer no interior das estrelas de acordo com a sua massa inicial. Na SP, os processos evolutivos são basicamente iguais, variando na velocidade dos processos: as estrelas com massas maiores consomem o seu H mais rapidamente, pois precisam gerar mais energia para vencer a contração gravitacional; por isso, elas ficam menos tempo na SP. Depois que saem da SP, os processos evolutivos das estrelas se diferenciam bastante, de acordo com a sua massa. A evolução das estrelas pós-SP podem ser resumidos da seguinte forma:
· Estrelas com massas de 10% a 40% da massa do Sol: quando esgotam o H no seu núcleo, este, formado basicamente de He, se contrai. À medida que o núcleo contrai, os átomos de He são esmagados, devido à alta densidade do núcleo: a matéria do núcleo é dita degenerada, com propriedades físicas diferentes. Por exemplo, a matéria degenerada consegue suportar altas pressões sem grandes alterações no seu volume. Além disso, a matéria degenerada é muito eficiente na condução do calor. Essas duas propriedades somadas fazem com que o núcleo pare de se contrair, ao mesmo tempo em que a temperatura do núcleo torna-se uniforme. Porém, como a sua massa é pequena, a contração gravitacional não é suficiente para aumentar a temperatura e iniciar a queima de He. Essas estrelas passam diretamente para a fase de anã-branca de He e vão se apagando lentamente. Sem nenhuma reação nuclear possível, as anãs-brancas são destinadas a apenas irradiar a sua energia armazenada durante toda a sua evolução até se tornarem anãs-negras.
· Estrelas com massa igual à massa Solar: depois que a estrela sai da SP, a sua estrutura básica é: um núcleo degenerado e isotérmico (temperatura é igual em todo o núcleo) de He + concha com queima de H + envoltório de H inerte. A contração gravitacional do núcleo aumenta a sua temperatura até que esta seja suficiente para iniciar a queima do He. Porém, como o núcleo é isotérmico, a queima do He se inicia de maneira violenta. É como se todo o núcleo começasse a queimar ao mesmo tempo; este é o flash do hélio. Com a energia liberada, o envoltório se expande e a queima de He é controlada. A queima de He produz carbono e oxigênio, que são depositados no núcleo. Quando o He do núcleo se esgota, o núcleo se contrai e aquece. O He começa a ser queimado na concha e as camadas mais externas da estrela são ejetadas, formando uma nebulosa planetária, provavelmente devido a instabilidades na queima de He na concha. Ao mesmo tempo, o seu núcleo colapsa e se aquece, porém não atinge temperatura suficientemente alta para iniciar a queima do carbono. O núcleo, então, se torna uma anã-branca de carbono e esfria lentamente.
· Estrelas com 5 massas Solares: quando sai da SP, o núcleode He da estrela começa a se contrair e se aquecer. A contração gravitacional é bastante eficiente e o centro do seu núcleo atinge a temperatura suficiente para o início da queima do He antes que a matéria do núcleo se torne degenerada. Quando o He do núcleo se esgota, a queima do He prossegue na concha; o núcleo é composto por carbono e oxigênio produzidos pela queima de He. Como no caso do He para estrelas de uma massa Solar, a queima de carbono pode ser explosiva, se o núcleo da estrela tornar-se degenerado. Esta queima explosiva é chamada detonação do carbono, e ocorre apenas em estrelas com massas entre 3 e 9 vezes a massa do Sol. Esta queima explosiva pode ser tão violenta a ponto de destruir a estrela: as camadas mais externas podem ser ejetadas violentamente e o núcleo colapsa rapidamente. Se a massa do núcleo for maior que 1.4 massas solares, ele se transforma em uma estrela de nêutrons. Este processo explosivo é chamado supernova, devido à imensa quantidade de energia e luminosidade liberadas. As camadas acima do núcleo são ejetadas violentamente. As supernovas apresentam altas luminosidades (mais ou menos um bilhão de vezes a luminosidade do Sol) e irradiam enormes quantidades de energia. À medida que a matéria ejetada se expande, a luminosidade diminui.
· Estrelas com 30 massas Solares: depois de consumir todo o seu H a estrela queima, os elementos produzidos, sucessivamente, primeiro no núcleo, depois numa concha. Esses processos de queima são intercalados com contrações do núcleo. Porém, depois da queima do silício, que produz o ferro, o núcleo se contrai novamente. A queima do ferro marca o iníciodo fim. Qualquer reação nuclear que ocorra, então, absorve energia, ao invés de produzí-la, o que acelera a contração. O colapso do núcleo de ferro gera altíssimas temperaturas e densidades e a estrela explode como uma supernova. Se a massa do núcleo em colapso exceder 3 massas Solares, o colapso continua e forma um buraco negro.
4. E o Sol vai morrer? O Sol é uma estrela certo? Então…Infelizmente, é verdade sim. O Sol é uma estrela típica. Foi “gerado”: – algum evento veio a perturbar uma imensa e muito difusa nuvem de gás espalhada por uma vasta região do espaço. Devido a esta perturbação, esta nuvem começou a ficar cada vez menor e mais densa, atraindo suas partes externas, o que acelerou este processo que, na verdade, não é nada além da nuvem ir se concentrando cada vez mais em direção ao seu centro. Este processo continuou até que a temperatura no centro ficou tão grande que este centro começou a funcionar como um reator atômico, a produzir seu próprio calor. Este calor por sua vez foge da estrela na forma de luz e calor também; no momento em que a estrela começa a produzir sua própria luz e seu próprio calor dizemos que ela nasceu. O Sol, muito provavelmente “nasceu” desta forma. Hoje o Sol “vive”, ou seja, o seu centro funciona como um reator nuclear de forma estável para produzir a luz e o calor que vemos o Sol nos enviar. Assim, calor e a luz que ele produz em seu núcleo aquece as camadas mais externas que se iluminam e se aquecem também e terminam por liberar parte da luz e do calor que receberam, e é por isso que vemos o Sol brilhar e nos aquecer. Por outro lado, esta produção de luz e calor em seu centro detém o processo de queda sobre si mesma da nuvem que formou a estrela. Uma estrela como o Sol se mantém estável devido ao equilíbrio entre estas duas forças: a massa da estrela quer cair em direção ao centro mas o reator que ela criou em seu centro segura esta “queda” produzindo calor. Este processo, entretanto, não pode prosseguir para sempre. Assim, o Sol também irá morrer, isto é, não conseguirá mais produzir luz e calor. Mas não se preocupe tanto.A idade atual dele é de cerca de cinco bilhões de anos e ele ainda deve durar mais outros cinco bilhões. A vida existe sobre a Terra a aproximadamente 4 bilhões de anos. O homem habita a superfície da Terra a menos de um milhao e meio de anos.
Abaixo estão detalhes maiores desta história.
Toda estrela típica é formada, basicamente, por uma mistura de muito hidrogênio e um pouco de hélio, que são os elementos químicos mais simples e abundantes do Universo. O Sol produz sua luz e seu calor (o que chamamos genericamente de sua energia) transformando hidrogênio, o mais simples dos elementos, em hélio, que é o segundo mais simples dos elementos. Dizemos que o hidrogênio é “queimado”. O hélio produzido vai se acumulando no centro da estrela.
Quando o Sol não conseguir mais queimar hidrogênio, ou melhor, quando já tiver queimado quase todo o hidrogênio que ele poderia queimar, ele irá possuir muito hélio em seu centro e, não podendo mais produzir tanta energia quanto antes, não conseguirá novamente sustentar a “queda” da nuvem sobre ela mesma. Assim, ele voltará a cair sobre ele mesmo, da mesma forma que aconteceu até ele “nascer”. Isto vai fazer com que ele vá apertando ainda mais o seu centro. Vai apertar tanto que ele vai conseguir queimar o hélio acumulado no seu centro, ou seja, o seu centro será então um reator de hélio da mesma forma como havia sido um reator de hidrogênio. Da mesma forma que queimando hidrogênio ele conseguia produzir hélio, queimando hélio ele agora produz carbono. E a queima do hidrogênio, terá acabado de todo? Não! A queima do hidrogênio continuará a acontecer somente numa camada ao redor do centro, como uma casca. E essa queima de hidrogênio nesta casca fará com que os gases de sua atmosfera se expandam. O Sol já não será uma estrela típica: ele se tornará uma gigante vermelha. Gigante porque sua atmosfera irá se expandir, e muito. O Sol hoje é uma bola muito grande, tem um raio de um milhão de quilômetros. Mas quando se tornar uma estrela gigante este raio pode crescer até cerca de 100 milhões. Vai ficar imenso! A Terra está hoje a um pouco menos de 150 milhões de quilômetros do Sol. Ele vai ocupar a maior parte da distância que hoje nos separa dele! Bom, e por que vermelha? Voce já deve ter reparado que uma chama pode ter diferentes cores. Existem vários fatores que determinam estas cores. Mas no caso das estrelas, a cor é determinada pela temperatura. A cada cor corresponde uma temperatura! Vermelho é uma cor típica de temperaturas em torno de 2500 a 3500 graus. Esta será a temperatura da gigante em que o Sol terá se tornado. A temperatura da superfície do Sol hoje é de cerca de 6.000 C e a cor associada a esta temperatura é o alaranjado que nós vemos. Mas esta fase de gigante vermelha durará pouco. O estágio seguinte será o de uma nova contração e o Sol se tornará uma bola do tamanho da Terra isto é com um raio de apenas 6.000 quilômetros, mas muito brilhante. ele será agora algo que é chamado de Anã Branca. O que antes era a superfície da gigante vermelha agora ficará livre e irá se expandir, formamdo uma nuvem esférica imensa no espaço. Nessa fase o Sol não produzirá mais energia através da queima de nenhum material e a sua luz virá exclusivamente da energia acumulada durante toda a sua vida. Lentamente ele irá esfriando.
E terá sido a morte de mais uma estrela no Universo. Por outro lado, se as estrelas não existissem e não morressem, o Universo não teria os elementos químicos necessários para formar a vida.
Como isto pode se dar?
Grande parte dos elementos químicos do Universo (como o oxigênio, carbono, ferro etc) são produzidos no interior de estrelas muito maiores que o Sol. Essas estrelas evoluem de maneira diferente da forma como o Sol evolui e morrem em explosões fantásticas: são as supernovas. Nesta explosão são liberados vários dos elementos que a estrela produziu durante sua vida, ao mesmo tempo que outros elementos são produzidos na própria explosão. Este material liberado poderá vir a formar planetas rochosos como a Terra. Todos nós, feitos de carbono, oxigênio, e outros elementos químicos, somos poeira de estrelas mortas . Por fim, mais uma coisa: foi dito no início que a geração de uma estrela começava quando uma nuvem muito grande no espaço era perturbada. Muitas vezes o que causa a perturbação desta nuvem é a explosão de uma estrela.
A morte de uma estrela pode provocar o nascimento de outras! O nosso Sol tem todas as características de ter nascido desta forma.