Ainda que, a olho nu, as estrelas apenas pareçam como pontos brilhantes no céu; em realidade elas são enormes globos de gás incandescentes a vários milhões de graus centígrados.
Na maioria, são similares ao nosso Sol e, como este, terão destino similar.
Os astrônomos e físicos puderam esmiuçar suas características principais e, comparando estrelas diferentes, puderam dar-se conta de indícios certos da evolução das mesmas.
Nascimento Estelar
Imagine uma imensa nuvem escura somente iluminada pela tênue luz estelar, e que flutue no espaço vazio. É muito pouco densa, porém não é uniforme. Há lugares onde a densidade é levemente maior que a média.
Pouco a pouco, em parte por azar e em parte por uma pequena ação gravitacional, a nuvem de gás começa a condensar-se ao redor desse ponto de maior densidade.
O processo é lento, pode-se passar vários milhares de anos sem que se veja nada fora do comum em uma nebulosa como a que se imagina agora. São necessários milhões de anos... e uma grande paciência.
A temperatura no interior da nuvem é baixa: da ordem de 10 graus kelvin; e o gás não possui temperatura interna suficiente para impedir que a nuvem caia-em-si-mesma, ou seja, que se contraia devido a ação gravitacional.
Neste estágio a nuvem de gás está mais quente, pois o gás assim comprimido tende a esquentar-se (2000 a 3000 graus kelvin).
Mil anos mais tarde, no interior da nuvem encontramos uma bola incandescente 20 vezes maior que o sol e100 vezes mais brilhante que este. O calor em seu interior é suficiente para produzir reações termonucleares com o hidrogênio do núcleo.
Acaba de nascer uma estrela.
Uma das causas da condensação da nuvem de gás são as potentes explosões de supernovas (cuja definição veremos em outros videos). A poderosa onda de choque-matéria projetada a altas velocidades comprime o gás, criando lugares onde a densidade é maior.
Porém o nascimento de uma estrela nem sempre tem um final feliz: Uma protoestrela com massa menor que 0.08 massas solares não gera temperatura e pressão suficiente em seu interior para produzir as reações termonucleares necessárias para ser uma estrela. Em tal caso se converten em anãs marrons.
Por outro lado, se a proto-estrela tem uma massa maior que 80 massas solares a temperatura será tal que a pressão da radiação impedirá a condensação da nuvem.
Uma vez que a estrela começa a se formar, ela deve respeitar os equilíbrios fundamentais durante toda a sua vida:
• O equilíbrio térmico: toda a energia produzida no seu interior deve estar balanceada com a energia que é radiada ao exterior, e além disso, com sua temperatura interna.
• O equilibrio hidrostático: a pressão a qualquer profundidade da estrela deve ser suficiente para compensar o peso das camadas superiores.
Ambos equilíbrios se mantêm ao longo de milhões de anos, até que o combustível nuclear começa a esgotar-se. O tempo que leva para esgotar o hidrogênio no núcleo da estrela depende da massa da estrela; assim, as de maior massa (ao redor de 70 massas solares) levam 300 000 anos para esgotar-se, enquanto que as de menor massa (menor que a do sol) têm algo como 200 milhões de anos para esgotar suas reservas de hidrogênio.
Quando termina o hidrogênio começa um processo chamado combustão de hélio, já que ao restar somente este elemento, a estrela o utiliza para seguir funcionando.
Porém, queimar hélio é mais difícil que queimar hidrogênio, já que a repulsão elétrica é quatro vezes maior para dois núcleos de hélio do que para dois núcleos de hidrogênio. Em consequência, a temperatura no interior deve aumentar para que tal combustão se realize. Isto se sucede de fato.
À medida que a estrela vai queimando lentamente o seu combustível original, a pressão da radiação cede (em consequência do esgotamento do combustível) ante ao peso da estrela. Devido a isso o núcleo da estrela se contrai cada vez mais , e por isso aumenta dramaticamente sua temperatura; de 15 milhões de graus a 100 milhões de graus!
Literalmente o céu é o limite.
Na última fase da queima de hidrogênio, o hidrogênio começa a ser consumido na superfície da estrela. Nesta etapa a luminosidade aumenta e a estrela inteira se expande. Ao expandir-se sua superficie esfria e sua coloração se torna mais vermelha.
A estrela se converte em uma Gigante Vermelha. Isto acontecerá com o nosso sol daqui a 4 bilhões de anos e o seu raio aumentará até englobar a órbita da terra. Viver por aqui nesta época? Nem pensar! rsrsr
