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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, estabilizado 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.


Diagrama de um ciclo de vida de todos os tipos de estrelas.

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.

Aglomerado em formação



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.

Nuvem molecular ou protoestrela. Uma das mais conhecidas são os Pilares da Criação, na nebulosa da Órion.

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.

 Fase sequência principal

 Estrelas com massa tipo solar (1.0 m)

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.

Estrelas da Sequência Principal


 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[1]. Antes que a estrela se torne uma subgigante[2] ou Gigante Vermelha.

Fase da Gigante Vermelha


Fase da Supergigante Vermelha

 Estrelas de massa intermediária (Cerca de 8+/- 12 m☉)


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.

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.
 Formação de supernovas do Tipo Ia e do Tipo II.

Estrelas com massa 15-25 M (Massa Intermediária)


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 ultradenso chamado de estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Estrela de nêutrons

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:







[1] Uma estrela anã-vermelha, de acordo com o Diagrama de Hertzsprung-Russell é uma estrela pequena e relativamente fria da sequência principal. O seu tipo espectral pode ser K ou M. As anãs-vermelhas constituem a vasta maioria das estrelas e sua massa é menor que a metade da massa do Sol (entre 0,075 e 0,5 massas solares). A temperatura de superfície é menor que 3500K.

[2] Subgigantes são estrelas que são mais brilhantes que a da sequência principal e menos brilhantes que as Gigantes Vermelhas

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Autor Felipe Sérvulo

Graduado em Física pela UEPB. Mestrando em Cosmologia, gravitação e física das partículas pela UFCG. Possui experiência na área de divulgação científica com ênfase em astronomia, astrofísica, astrobiologia, cosmologia, biologia evolutiva e história da ciência. Possui experiência na área de docência informática, física, química e matemática, com ênfase em desenvolvimento de websites e design gráfico e experiência na área de artes, com ênfase em pinturas e desenhos realistas. Fundador do Projeto Mistérios do Universo, colaborador, editor, tradutor e colaborador da Sociedade Científica e do Universo Racionalista. Membro da Associação Paraibana de Astronomia. Pai, nerd, geek, colecionador, aficionado pela arte, pela astronomia e pelo Universo. Curriculum Lattes: http://lattes.cnpq.br/8938378819014229
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