nascimento vida e morte de estrelas - R. Boczko

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NASCIMENTO, VIDA E MORTE DE UMA ESTRELA 
 
R. Boczko 
Instituto Astronômico e Geofísico 
Universidade de São Paulo 
 
O QUE É UMA ESTRELA ? 
Uma estrela é uma imensa esfera de gás que gera energia em seu centro através de reações de fusão 
nuclear. Ela difere de um planeta exatamente pelo fato de este não ter fonte interna de energia nuclear. 
Nesse artigo veremos que, embora o nascimento de todas as estrelas ocorra de forma semelhante, sua vida 
e sua morte dependem de diversos parâmetros, entre eles a composição química e, principalmente, a 
massa. Em ordem de massas crescentes, vamos classificar as estrelas em "pesos" pena, leve, médio e 
pesado. O Sol seria uma estrela "peso" leve! 
 
Também se deve notar que o tempo de vida de uma estrela depende desses mesmos parâmetros: verifica-
se que quanto maior a massa de uma estrela, tanto mais curta costuma ser sua vida. 
Outro aspecto importante a se notar é que a duração da vida de uma estrela é muito longa quando 
comparada aos padrões humanos. Dessa forma, não foi possível, ainda, monitorar-se a vida to da de uma 
estrela, e tudo o que se disser aqui se baseará em modelos matemáticos e físicos elaborados em bases 
científicas. 
 
NASCIMENTO DE UMA ESTRELA 
Imagine uma enorme (trilhões de quilômetros de raio) esfera de gás numa determinada região do espaço. 
Esse gás é composto principalmente de Hidrogênio [H], podendo conter, no entanto, pequenas quantidades 
de outros gases, como o Hélio [He], por exemplo. 
Essa enorme bola de gás, que chamaremos de Proto-estrela (proto=anterior), está em rotação. Desde 
Newton, no século XVII, sabemos que corpos possuidores de massas se atraem gravitacionalmente. Assim, 
a s partículas que compõem essa proto-estrela se atraem mutuamente. Devido à sua distribuição, o 
resultado final é que elas tendem a ser atraídas para o centro da proto-estrela. Isso causa uma contração da 
proto-estrela. 
Devido às suas posições iniciais na proto-estrela, as partículas possuem uma certa energia potencial 
(energia devido à posição). Conforme elas começam a "cair" para o centro da pro to-estrela elas perdem 
energia potencial e adquirem energia cinética (energia devido à velocidade). Ora, quando essas partículas 
chegam perto do centro da proto-estrela elas praticamente param de cair. Portanto, perdem velocidade, ou 
seja, perdem energia cinética. Para onde vai essa energia? Ela se transforma em calor! A proto-estrela 
começa a se aquecer. Com o aquecimento ela começa a emitir radiação; no início, radiação que cor 
responde ao calor (infravermelho) e em seguida, conforme a temperatura aumenta, radiaçäo visível (luz). A 
proto-estrela passa a ser visível... mas, ainda não nasceu a estrela! 
 
Conforme a proto-estrela vai se contraindo e aquecendo, a pressão e a temperatura, no seu centro, 
aumentam continuamente. Com esse aumento de temperatura, os átomos centrais da proto-estrela se 
ionizam, isto é, os elétrons escapam da atração eletrostática exercida sobre eles pelos prótons que ficam no 
núcleo dos átomos. Essa mistura de elétrons e prótons dissociados recebem o nome de plasma. 
 
Sabemos que a temperatura de um corpo mede o grau de agitação caótica das partículas que compõem 
esse corpo: quanto maior a agitação, maior a temperatura. 
Dois quaisquer prótons livres se repelem eletrostaticamente, pois possuem cargas elétricas de mesmo sinal 
(cargas homônimas). Quando a temperatura é muito alta, no entanto, esses velozes prótons, em rota de 
colisão, conseguem romper essa barreira de repulsão eletrostática e... se fundem formando um núcleo mais 
pesado. Ocorre a chamada fusão nuclear. 
Quando começam as reações de fusão nuclear, no interior da proto-estrela, dizemos que nasceu uma 
estrela! 
 
 FORÇAS AGENTES NUMA ESTRELA 
Já dissemos que, devido à massa das partículas que compõem a estrela, existe uma força gravitacional que 
procura atrair essas partículas para o centro da estrela. Se só existisse essa força, a tendência das 
partículas seria a de cairem continuamente para o centro da estrela e portanto ela contrair-se-ia até tender a 
um ponto. 
Mas, a simples observação do Sol (que é uma estrela!) nos assegura que, pelo menos por um longo 
intervalo de tempo, as estrelas parecem desfrutar de uma espécie de equilíbrio: seu diâmetro permanece 
aproximadamente invariável. Para isso, é necessário que haja uma força que se contraponha à força 
gravitacional. Essa força é a força originada na pressão térmica. 
Sabemos que um balão de festas juninas fica estufado quando a mecha de seu interior é acesa, e que ele 
se murcha quando ela é apaga. Isso significa que o aquecimento do ar, no interior do balão, aumenta a 
agitação das partículas do ar impulsionando-as com maior velocidade (maior quantidade de movimento) 
sobre as paredes internas do balão. O choque dessas partículas com as paredes ocasiona uma força para 
"fora", estufando o balão. Essa força para "fora", ocasionada pela temperatura, é conhecida como força 
térmica. 
Pois bem. Numa estrela, a geraçäo de energia por fusão nuclear, no seu centro, ocasiona o aumento da 
temperatura do gás da estrela, o que por sua vez aumenta o movimento das partículas do gás, que 
finalmente se traduz por um aumento da força térmica que essas partículas podem exercer. Assim, a 
pressão (ou força) gravitacional com que as partículas são atraídas para o centro da estrela é ; equilibrada 
pela pressão (ou força) térmica com que essas partículas procuram escapar do centro da estrela. 
 
Quando a pressão gravitacional e a pressão térmica médias são iguais, a estrela fica em estado de 
equilíbrio e suas dimensões não variam. 
Quando a pressão gravitacional é maior que a térmica, então as partículas começam a cair para o centro da 
estrela e ela sofre um processo de contração, diminuindo seu tamanho. 
Finalmente, se a pressão térmica for maior que a gravitacional, então as partículas procuram fugir do centro 
da estrela, aumentando seu tamanho, e ocasionando a expansão da estrela. 
Podemos dizer que a vida de uma estrela se dá numa luta contínua dessas duas forças: gravitacional 
(puxando as partículas para dentro) e térmica (empurrando-as para fora). 
 
VIDA DE UMA ESTRELA COM MASSA IGUAL À DO SOL 
Uma vez tendo começado as reações de fusäo nuclear no centro da estrela, elas continuam graças às 
quase imperceptíveis contrações gravitacionais da estrela, com o conseqüente aumento de temperatura e 
da pressão térmica. Assim, a estrela vive num estado de quase equilíbrio e vai transformando o H, de seu 
centro, em He. 
Conforme vai terminando o combustível H no centro, as reações de fusão nuclear vão ocorrendo cada vez 
mais na parte periférica da estrela. Com isso, como a camada de gás cincunstelar vai diminuindo, o 
aumento de temperatura ocasiona uma maior expansão da estrela e isso se traduz, num determinado 
momento, numa expansão muito brusca da estrela; ela se transforma numa estrela Gigante Vermelha. 
Gigante, porque é muito grande; vermelha, porque ao se expandir ela esfria, e com isso sua cor se torna 
mais avermelhada do que era inicialmente. 
Chamemos a atenção para o fato de que quanto mais fria for uma estrela tanto mais avermelhada ela 
parece, enquanto que, quanto mais quente a estrela estiver, mais ela se torna azulada ou esbranquiçada. 
Depois dessa expansão brusca, a estrela se esfria e as pressões gravitacionais ficam maiores do que as 
pressões térmicas; como resultado, a estrela começa contrair. Verifica-se, no entanto, que a parte central 
contrai mais rapidamente que a periférica, de modo que depois de algum tempo teremos uma estrelinha 
central circundada por uma nuvem gasosa: como se fosse um caroço estelar envolto numa casca de gás. 
 
Essa configuração é chamada de Nebulosa Planetária. Vista da Terra, devido a efeitos de perspectiva, ela 
parece uma estrela circundada por um anel de gás. Parte do gás do anel (na verdade da "casca") acaba 
retornando à estrela, mas outra parte se perde no chamado Meio Interestelar, enriquecendoesse com 
material de massa atômica maior (elementos mais "pesados"). 
MORTE DE UMA ESTRELA COM A MASSA IGUAL À DO SOL 
E o que acontece com a estrelinha central da Nebulosa Planetária? Ela começa a contrair; como näo possui 
massa suficiente para que se iniciem as reações de fusão nuclear que transformam seu He em elementos 
mais pesados, ela continua a contrair transformando lentamente o restante do H em He. 
Como essas fusões passam a ocorrer muito próximo da sua superfície, ela se aquece bastante, tornando-se 
azulada e até esbranquiçada. Torna-se pequena e branca! Anä Branca! 
Esse será o fim do Sol e de outras estrela cujas massas sejam parecidas com a dele: uma estrela anã 
branca. No caso específico do Sol, desde que ele nasceu como estrela, já se passaram cerca de 4,5 bilhões 
de anos, e estima-se que ainda viverá cerca de outros 4,5 bilhões de anos, antes de se tornar uma gigante 
vermelha e logo depois uma anã branca. O Sol está, pois, na metade de sua vida! 
VIDA E MORTE DE ESTRELAS "PESO LEVE" 
Para estrelas cujas massas estão compreendidas entre 0,08 massas solares e 4 massas solares a vida e a 
morte são semelhantes às do Sol, com a única diferença que a duração da vida diminui conforme a massa 
aumenta: apesar de mais combustível, ele é mais rapidamente gasto devido aos processos serem mais 
drásticos! Parece com os homens: os mais gordinhos têm, em geral, uma vida mais curta que os mais 
magrinhos! 
Nessas estrelas, ocorre a fusão do H em He, e no final da vida se transformam em anãs brancas. 
 
Para estrelas, com massas próximas ao do limite superior, podem ocorrer reações de fusão do He, 
transformando-o em Carbono [C]. 
VIDA E MORTE DE "ESTRELAS PESO PENA" 
Quando a massa da proto-estrela é menor que 0,08 massas solares, a pressão gravitacional näo é 
suficiente para que, durante a contração da proto-estrela, comece a haver reações de fusão nuclear no seu 
interior. 
Assim, a "estrela" nunca nasce! 
Um corpo com massa inferior a 0,08 massas solares nunca será uma estrela, mas sim um corpo escuro, às 
vezes chamado de Anã Infravermelha, pois só consegue emitir esse tipo de radiação oriunda da perda de 
energia potencial durante a contração. 
Esses corpos podem, no caso de girarem em torno de uma estrela, passarem a ser chamados de Planetas. 
Júpiter é o caso de uma "estrelinha" frustada: se tivesse uma massa ligeiramente maior do que aquela que 
possui , Júpiter poderia ter-se tornado uma estrela irmã do Sol! 
VIDA DE UMA ESTRELA "PESO MÉDIO" 
Descrevamos a provável vida de uma estrela com massa compreendida entre 4 e 8 massas solares. 
Veremos que ela pode viver de forma pacata ou de forma explosiva. 
Vejamos inicialmente a vida de uma estrela pacata. Sua adolescência é muito parecida com a do Sol: fusão 
do H em He; em seguida transforma-se numa Super-gigante Vermelha (super, pois tem massa suficiente 
para se torna r muito maior que uma gigante vermelha já descrita no caso do Sol); ocorre então a contraçäo 
diferenciada das partes mais internas e das mais externas transformando-se numa Nebulosa Planetária; e 
...aí acabam as semelhanças! 
Como sua massa é muito grande, durante essa contração, a pressão e a temperatura no seu centro atingem 
valores suficientes para que se iniciem as reações de fusão nuclear, as quais transformam o He em 
Carbono [C], originando então uma nova fonte de energia. Esse combustível garantirá que a estrela poderá 
ficar em equilíbrio durante algum tempo. 
Quando se esgota o He de seu centro, a tendência é o esfriamento com a posterior contração. Se a massa 
for suficientemente grande, então essa contração poderá aquecer tanto seu interior que novas reações de 
fusäo nuclear ocorrerão, transformando C em Oxigênio [O] e conseguindo nova fonte de combustível 
nuclear. 
Em resumo, a estrela ficará sujeita a uma seqüência de expansões e contrações, durante as quais 
ocorrerão fusões nucleares de elementos cada vez mais pesados, com a conseqüente liberação de energia 
(reações exotérmicas). 
Até que tipo (massa atômica) de elemento químico teremos em seu interior, vai depender da massa da 
estrela: quanto maior a massa, poderão resultar elementos químicos mais pesados. 
 
E agora descrevamos a vida da estrela de temperamento explosivo. 
Para algumas estrelas, quando atingem a fase de fusão do He, a geraçäo de energia pode ser täo intensa 
que a camada de atmosfera estelar, que circunda o núcleo, näo consegue, de forma eficiente, trans portar, 
para fora do núcleo, a energia gerada. A temperatura e a pressão, no seu interior, crescem 
assustadoramente, até que a pressão gravitacional não mais consegue suportar a pressão térmica, e a 
estrela explode, ejetando uma grande quantidade de matéria e luz: surge a estrela Supernova! 
 
Durante a explosão de uma supernova, a matéria ejetada atinge velocidades muito grandes, permitindo que 
eventuais colisões entre suas partículas originem fusões nucleares de elementos mais pesados: Ferro, 
Chumbo, Ouro, Urânio etc. 
A fase de supernova, que representa, para nós, uma beleza rara no céu, para a estrela é apenas o 
prenúncio do fim de sua vida! 
MORTE DE UMA ESTRELA "PESO MÉDIO" 
Vejamos inicialmente o que ocorre com uma estrela peso médio que não se transforma numa supernova. 
Atingindo-se determinado estágio, em que, por mais que a estrela se contraia, a temperatura não consegue 
elevar-se a ponto de iniciar a fusão nuclear do elemento mais pesado de seu núcleo, a tendência é a de a 
pressão gravitacional suplantar a pressão térmica e a pressão no núcleo se tornar tão intensa que prótons e 
elétrons começam a se unir formando nêutrons. Teremos então a Estrela de Nêutrons. 
Se, num determinado instante, a estrutura da estrela for tal que em seu centro houver Ferro [Fe] e em 
camadas concêntricas tivermos Silício [Si], Oxigênio, Carbono, Hélio e Hidrogênio, respectivamente, 
conforme vamos nos aproximando da superfície da estrela, então, näo mais ocorrerão fusões nucleares, 
pois para fundir Fe, para formar um elemento mais pesado, é necessário que o processo receba energia 
externa (reações endotérmicas). Com isso, a estrela tende a se esfriar e as reações de fusão nuclear 
param. 
Portanto, na prática, Fe é o elemento mais pesado que pode ser sintetizado no interior de uma estrela. 
Nesse caso também, a estrela tende a se tornar uma Estrela de Nêutrons, com a massa concentrada numa 
região de poucas dezenas de quilômetros de raio, e portanto com uma densidade imensa. 
As estrelas de nêutrons tendem a irradiar, o pouco que resta de sua energia, em forma predominantemente 
de ondas de rádio. 
Mas, apesar de "mortas" as estrelas de nêutrons podem nos oferecer um outro espetáculo (geralmente só 
perceptível com radiotelescópios): essas estrelas costumam ter campos magnéticos muito intensos, e nem 
sempre seu eixo magnético coincide com o eixo de rotação delas; assim, a energia emitida perto dos pólos 
magnéticos (onde o campo magnético é mais intenso) só pode ser detectada na Terra quando o respectivo 
pólo estiver voltado para a Terra. 
Dessa forma, essas estrelas parecem brilhar de forma pulsante, como um farol de aviso de navegação. 
Essas estrelas se chamam Pulsares (acrônimo de "pulsative stars"). 
Portanto, estrelas com massas compreendidas entre 4 e 8 massas solares morrem como estrelas de 
nêutrons, sendo que em alguns casos podem ser detectadas como pulsares. 
Além disso, pulsares podem ser também o resultado das estrelas remanescentes da explosäo de uma 
supernova. 
VIDA DE UMA ESTRELA "PESO PESADO" 
Como vive uma estrela cuja massa é superior a 8 massas solares? 
Essas estrelas têm uma infância parecida com a de qualquer estrela de grande massa: passam pelas fases 
de fusão de H, He e C. Como suas massas são muito grandes, o processo de evolução é muito rápido. E, 
com ele, vem rapidamente a Morte! 
 
MORTE DE UMA ESTRELA "PESO PESADO" 
Durante o processo de fusão do C a temperatura da estrela tende a crescer fazendo com que a pressão 
térmica também cresça.Como a massa da estrela é muito grande, a pressão gravitacional é sempre maior 
que a térmica: por mais que a temperatura cresça, a gravidade sempre ganha! A tendência da estrela é a de 
contração contínua. 
Näo se conhece nenhum mecanismo capaz de sustar a contração. A estrela vai contraindo, contraindo, 
contraindo...e a partir de uma determinada configuração, a Ciência atual não mais consegue explicar o que 
vai acontecer com essa estrela. Deve ocorre um colapso gravitacional. 
O que a Ciência pode dizer é que, a partir de um determinado instante, a concentração de massa nessa 
estrela é tão grande que a aceleração gravitacional superficial nessa estrela é tão grande que nem mesmo 
a luz consegue escapar da estrela. Ora, mas só se pode ver uma estrela por causa da luz que ela emite e 
que atinge nossos olhos. Se a luz não estiver saindo dessas estrelas então elas deixam de ser vistas. Além 
disso, ela absorve a luz (emitida por outras estrelas) que passa perto dela. Assim, ao se olhar para o céu na 
direção de uma estrela desse tipo, veremos, apenas, uma região com aparente ausência de estrelas. 
Parecerá um buraco negro no céu. 
Buraco Negro é, pois, uma fase terminal (será?) de estrelas de grande massa, que, de tão concentrada, não 
permite que a luz que ela gera seja emitida. 
 
Como um buraco negro não pode ser visto, não há provas de sua existência, mas apenas indícios, obtidos 
• por fontes de raios X (que por serem raios de alta energia só podem ser gerados nas cercanias de 
campos gravitacionais muito intensos, como os que devem existir ao redor de Buracos Negros) 
• e por movimentos, aparentemente anômalos, de algumas estrelas (perturbadas por algum buraco 
negro nas proximidades). 
 FORMAÇÃO DO SISTEMA SOLAR 
Já vimos como nasceu, vive e morrerá o Sol. Mas, como nasceram os planetas? 
Bem, durante a contração da massa gasosa que deu origem ao Sistema Solar, nem toda essa massa foi 
usada para formar o Sol: uma parte dessa massa sobrou e ficou girando em volta do Sol (ou do proto-sol). 
Como diferentes camadas desse gás giravam a diferentes velocidades, entre duas camadas contíguas pode 
existir um atrito hidrodinâmico que gerou turbulências no gás (por exemplo, como o que ocorre entre a mão 
de alguém que a passa rapidamente no interior da água). Essas turbulências acabaram fazendo com que a 
matéria envolvida se concentrasse no centro da turbulência (como acontece, com o açúcar em demasia, 
numa xícara de chá, depois de se misturar o conjunto com uma colher: o açúcar fica no centro da 
xícara!).Essa matéria, que foi se concentrando no centro da turbulência, poderia ter se transformado numa 
outra estrela, como já dissemo s no caso de Júpiter; mas no caso do Sistema Solar, a massa que sobrou, 
depois da formação do Sol, não foi suficiente para o aparecimento de outras estrelas, mas apenas de 
planetas. E assim surgiu o sistema planetário em volta do Sol! 
 
Mas, se, conforme dissemos no início, a maior parte da massa gasosa da qual se formam as estrelas, é de 
hidrogênio e um pouco de hélio, de onde veio o carbono, o ferro, o cobre, o chumbo, o ouro etc que existe 
m na Terra? 
Bem, imagine que, não muito distante daquela enorme massa gasosa que originou o Sistema Solar, existia 
uma outra nebulosa (também de hidrogênio) de massa muito maior que a nebulosa Solar. Cada uma das 
duas nebulosas d escritas começou a contrair. Como a "outra" nebulosa era muito maior, ela contraiu mais 
rapidamente e formou uma estrela central muito grande, a qual evoluiu como uma estrela "peso" médio, 
transformando-se numa supernova. A explosão dessa estrela ejetou gás de alto número atômico (ferro, 
chumbo, ouro, urânio etc). Esse gás espalhou-se por todo lado, e uma parte dele atingiu a nebulosa Solar, 
misturando-se com o hidrogênio então existente. 
 
Foi dessa mistura, de hidrogênio existente, com material mais pesado, ejetado de uma supernova, que se 
formou o Sistema Solar. Isso significa que, exceto o hidrogênio, tudo que existe na Terra, incluindo o seu 
corpo, um dia já esteve no interior de uma estrela que depois explodiu! Ou seja, cada um de nós é um 
pedacinho de uma estrela!