Imagem: Na mancha laranja-branca no centro desta imagem estão 2 estrelas em formação ativa. Ambas as estrelas estão enterradas profundamente num disco de gás e poeira que alimenta o seu crescimento. JWST Telescópio Espacial James Webb da NASA (domínio público).
Uma estrela nasce de uma nebulosa, uma imensa massa de gás e poeira interestelar que já é resíduo de estrelas antigas.
A principal hipótese para a primeira geração de estrelas é que elas se formaram a partir de um gás primordial composto principalmente de hidrogênio e hélio, sem vestígios significativos de elementos mais pesados.
- A primeira fase da vida de uma estrela é o colapso gravitacional da nebulosa, sob a influência de forças ou perturbações externas.
Forças ou perturbações externas podem ser ondas de choque de supernovas próximas ou erupções estelares. Estas perturbações também podem advir de interações gravitacionais com outras estrelas ou de radiação ionizante proveniente de estrelas vizinhas.
Todos esses fenômenos levam à formação de um núcleo denso e criam áreas de concentração de matéria, favorecendo a formação de protoestrelas. Esses processos, capazes de comprimir uma nebulosa, acabam por desencadear o colapso gravitacional.
- À medida que a protoestrela entra em colapso, a temperatura e a pressão aumentam rapidamente. Este aumento é uma função do inverso do quadrado do raio, embora a relação específica dependa de muitos outros fatores complexos relacionados à física estelar.
A temperatura de fusão do hidrogênio no núcleo estelar, associada às reações nucleares, deve atingir 150 milhões de graus Celsius para superar a barreira de Coulomb. Mas graças ao efeito túnel, as reações nucleares de fusão do hidrogênio em hélio começarão antes de atingir essa temperatura. Eles começarão em torno de 15 milhões de graus.
O efeito de tunelamento é um fenômeno quântico bem conhecido na mecânica quântica. Ocorre quando as partículas penetram através de uma barreira de energia classicamente impenetrável.
Este é o início da fase da sequência principal, onde a estrela gera uma enorme quantidade de energia através da fusão nuclear.
- Com o tempo, a estrela esgota o seu hidrogénio, provocando alterações na sua estrutura interna.
Para estrelas de tamanho médio como o Sol, isto marca o início da expansão para uma gigante vermelha.
À medida que o núcleo se contrai, a temperatura aumenta o suficiente para que o hélio comece a se fundir em elementos mais pesados. Isso ocorre em uma concha ao redor do núcleo.
À medida que o hélio se funde na casca, a energia liberada cria uma pressão significativa que faz com que as camadas externas da estrela inchem. O envelope externo da estrela se expande e fica mais frio, dando à estrela uma aparência avermelhada.
Essa expansão se deve principalmente ao aumento da luminosidade da estrela e à pressão gerada pela fusão do hélio na casca. Durante esta fase, a estrela também pode perder uma porção significativa da sua massa na forma de ventos estelares. Esses ventos estelares ejetam as camadas externas da estrela para o espaço interestelar.
- A sequência das reações de fusão depende da massa da estrela.
Para estrelas mais massivas, a fusão continua com elementos mais pesados. Esta fase vê a fusão do hidrogênio (H) em hélio (He) no núcleo da estrela. Depois o hélio (He) em carbono (C) e oxigênio (O), depois o carbono (C) e o oxigênio (O) em néon (Ne) e magnésio (Mg). Estrelas ainda mais massivas continuam a fundir elementos mais pesados, produzindo silício (Si) e enxofre (S). Finalmente, a fusão do silício (Si) produz ferro (Fe). Esta é uma etapa crucial porque a fusão do ferro não libera energia, mas a absorve. O que significa que quando o núcleo de uma estrela atinge uma concentração significativa de ferro, a fusão cessa e a estrela não consegue mais manter a pressão necessária para contrabalançar a força gravitacional.
- Para estrelas ainda mais massivas, a acumulação de ferro no núcleo desencadeia um colapso gravitacional repentino. Este colapso repentino desencadeia uma supernova, ou seja, uma explosão cataclísmica que liberta uma quantidade fenomenal de energia. É esta quantidade colossal de energia que permitirá a formação de elementos mais pesados por captura de nêutrons.
A captura de nêutrons levará à criação de elementos mais pesados que o ferro. Os núcleos dos átomos podem capturar nêutrons adicionais, formando isótopos instáveis que então decairão em elementos mais pesados. Elementos como urânio, platina, ouro e muitos outros podem ser formados dessa forma.
Às vezes aparecem estrelas de nêutrons ou buracos negros, dependendo da massa residual da estrela original.
Todos os resíduos de estrelas antigas assim gerados irão semear o espaço interestelar.
Outras nebulosas de gás e poeira podem entrar em colapso, sob a influência de forças ou perturbações externas, continuando assim o ciclo de formação estelar.
Em última análise, o destino de uma estrela depende da sua massa, com cada fase governada por processos físicos complexos relacionados com a gravidade, pressão, temperatura e fusão nuclear.
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