SEARA DA CIÊNCIA
COMO VIVEM AS ESTRELAS

O DESTINO DAS ESTRELAS

Praticamente todas as estrelas têm massa entre 0,1 e 30 vezes a massa do Sol (que escrevemos, para abreviar, como ). Com menos de 0,1 a atração gravitacional não consegue iniciar a fusão nuclear e a estrela nunca "acende". Com mais de 30 a compressão é rápida demais e o aumento exagerado de temperatura varre o gás das camadas externas atrapalhando o crescimento da proto-estrela. Esse tipo de "superstar" cósmico brilha intensamente, vive pouco e morre prematuramente, como seus semelhantes no mundo do rock. Vejamos, então, o que acontece com as estrelas na faixa entre 0,1 e 30 .
Em estrelas com massa menor que 1,4 a fusão nuclear continua até que 90% do hidrogênio é consumido. Isso leva uns 10 bilhões de anos. Depois desse estágio de equilíbrio, o núcleo central da estrela começa a encolher, fica ainda mais quente e queima rapidamente o hidrogênio restante. O enorme calor faz as camadas externas se expandirem e esfriarem. A estrela começa a inchar e ficar mais avermelhada - vira uma "gigante vermelha".
Isso ocorrerá com o Sol e ele ficará tão grande que engolirá Mercúrio, Vênus e a Terra. A estrela vive nesse estágio cerca de um bilhão de anos. No núcleo, o hidrogênio está no fim e a temperatura é tão alta que o hélio começa a se "fundir" em elementos mais pesados. A estrela fica uma "gigante amarela" por mais um bilhão de anos até que o hélio do núcleo começa também a escassear. A estrela volta a aumentar e ficar vermelha de novo. A pressão de radiação é agora predominante e "sopra" as camadas externas da estrela para fora formando uma névoa (ou "nébula") em torno da estrela. Essa névoa, que os astrônomos chamam de "nébula planetária", embora nada tenha a ver com planetas, vive relativamente pouco tempo e acaba se dispersando. No centro, todo o combustível nuclear foi consumido e a estrela esfria um pouco, virando uma "anã branca". No estágio de anã branca a estrela está com sua massa concentrada em um volume pouco maior que o volume atual da Terra e sua densidade é muito grande. Depois de mais uns bilhões de anos a estrela apaga totalmente e vira uma "anã negra" invisível.
Estrelas com massa entre 1,4 e 8 também terminam a vida como anãs brancas por um processo um pouco diferente do descrito acima. Nelas, a ejeção de material se dá antes que fiquem gigantes. Quando sua massa fica menor que 1,4 elas evoluem para anã branca.

Em estrelas com mais de 8 o combustível nuclear é gasto muito rapidamente: em apenas uns 100 milhões de anos todo o hidrogênio da estrela é consumido. Daí, elas também incham e viram gigantes vermelhas. Quando o núcleo fica muito denso, o hélio já formado começa a se fundir em carbono e oxigênio. Com o aumento da pressão, formam-se também o silício e o ferro. Aí, a gravidade exagera e a estrela, de tão densa, não agüenta e colapsa. Algumas dessas estrelas conseguem se equilibrar nesse estágio de altas pressões e temperaturas e terminam como estrelas de neutrons, sem nenhum evento espetacular. Outras, porém, simplesmente explodem. Nessas, um processo catastrófico desencadeia uma tremenda explosão e a estrela vira uma supernova. É o que contaremos a seguir.


Capítulo 4: Morte de uma grande estrela.

Capítulo 5: A supernova 1987A e os neutrinos.

Capítulo 6: O limite de Chandrasekhar.

Capítulo 7: O conflito entre Eddington e Chandrasekhar.

Capítulo 8: S. Chandrasekhar e o brasileiro Mário Schenberg.