As estrelas se formam a partir de uma grande nuvem de gás, chamada de nebulosa estelar, que vai se aglomerando e se tornando massiva, atraindo mais e mais gás para si.
Uma estrela nasce a partir de uma nuvem de gás e poeira do meio interestelar (meio entre as estrelas). As diferentes fases, desde uma nuvem interestelar até a fase final de evolução de uma estrela. Essa nuvem passa pela fase de contração gravitacional, e uma estrela vai nascer quando o núcleo do objeto atinge temperatura suficiente para transformar hidrogênio (H) em hélio (He) a partir das reações nucleares. Mais de uma estrela pode ser formada, dependendo da massa da nuvem inicial. Quando o objeto atinge o equilíbrio hidrostático, dizemos que ele é uma estrela da Sequencia Principal (SP). Se o objeto tem massa inicial menor do que 8% da massa do Sol, não chegará a queimar H em He e não se tornará uma estrela. Esse objeto recebe o nome de anã marrom.
Nuvem de gás com grande formação de estrela na constelação de Órion
O nascimento de uma estrela é um processo bastante longo nas escalas de tempo humanas. Não é como se pudéssemos sentar e observar uma estrela nova se formando de uma hora para outra. O que podemos fazer é encontrar um monte de estrelas em diferentes estágios do processo de formação e juntar as peças como um quebra-cabeça.
O modelo mais comumente aceito é o seguinte: em primeiro lugar, você precisa começar com um aglomerado realmente denso de material em uma nuvem de gás molecular interestelar frio.
Futuro das estrelas
A matéria produzida após o Big-Bang pela expansão do Universo foi hidrogênio e hélio. As estrelas se formaram deste material primordial e usaram estes dois elementos como combustível para gerar energia, através de reações nucleares. Durante esta etapa as estrelas brilham e produzem os elementos químicos de maior número atômico, principalmente o carbono, o oxigênio, cálcio e o ferro, que são os principais elementos que nos formam e o mundo ao nosso redor.
Estes elementos são levados para a superfície das estrelas por convecção ou difusão radiativa, a partir da qual são dispersados por vento estelar ou ejetados para o meio interestelar quando uma estrela massiva explode.
Este material é então usado na formação de novas estrelas e seus planetas.
O destino final das estrelas, depois de consumir todo o seu combustível nuclear, depende de duas coisas: primeiro, se a estrela é simples ou faz parte de um sistema binário ou múltiplo, e 60% das estrelas faz; e segundo, de sua massa inicial. Se a estrela faz parte de um sistema binário ou múltiplo, sua evolução depende tanto da massa quanto da separação entre as estrelas, que determinará quando na evolução as estrelas interagirão.
Esquema de evolução estelar, não em escala, para massas diferentes.
A classificação espectral de uma estrela na sequência principal com 0,45 MSol é M1V, 8 MSol é B2V, 10 MSol é B1V e 25 MSol é O7V.
Sol
A vida do Sol na seqüência principal está estimada em 10 bilhões de anos. Uma estrela de 0,1 massas solares levará 3 trilhões de anos para sair da seqüência principal. As estrelas mais massivas queimam o hidrogênio pelo ciclo CNO, e têm núcleo convectivo, mas atmosfera radiativa. Quando as estrelas consomem o hidrogênio no núcleo, que corresponde a aproximadamente 10% da sua massa total (50 000 km no Sol), elas saem da seqüência principal.
Quando o Sol atingir esta fase, daqui há mais de 5 bilhões de anos, a radiação solar atingindo a Terra será tão intensa que a temperatura na superfície da Terra atingirá 700 C, os oceanos ferverão, deixando a Terra seca. Mesmo a atmosfera se esvairá, pois os átomos e moléculas estarão se movendo a velocidades tão altas que escaparão da Terra. No centro do Sol, a temperatura atingirá 100 milhões de graus Kelvin, e a reação triplo-α, descoberta pela americano Edwin Ernest Salpeter (1925-2008), iniciará, combinando três núcleos de hélio (partículas α) em um núcleo de carbono [3m(4He)=1,00065 m(12C)].
O Sol será então uma gigante vermelha, transformando hélio em carbono no núcleo, e hidrogênio em hélio em uma fina camada mais externa. A massa do Sol não é suficiente para que a temperatura do núcleo alcance um bilhão de Kelvin, necessária para queimar o carbono. Desta forma, a estrutura final do Sol será de um pequeno núcleo de carbono e oxigênio, com uma camada externa de hélio, e outra mais externa de hidrogênio. O Sol descenderá então para a região das Anãs Brancas.
Quando o núcleo de Ferro de uma estrela de alta massa alcança de 1,2 a 2 massas solares, ele colapsa, já que as reações no núcleo cessam e a gravidade ganha da pressão. O núcleo contrai e aquece. As camadas acima caem na direção do núcleo. O resultado é catastrófico e uma explosão acontece. Nesta fase, conhecida como supernova, há energia cedida suficiente para que novos elementos químicos sejam criados e elementos mais pesados do que o Ferro sejam produzidos. Para estrelas com massa até aproximadamente 25 massas solares, o resultado final após a explosão da supernova e ejeção das camadas externas que se encontravam ao redor do núcleo é uma Estrela de Nêutrons.
Se a estrela é ainda mais massiva, com massa 25 vezes maior do que a massa do nosso Sol, após a explosão da supernova, um Buraco Negro será produzido.
Idade do Sol e o Futuro do Sol
O Sol também é uma estrela e por isso vai morrer um dia. Quando e como isso acontecerá é uma questão que os astrônomos tentam resolver. Para chegar a esta resposta, eles criaram uma teoria, com a qual podemos entender a formação de uma estrela, o que ocorre com ela ao longo do tempo, as mudanças de brilho e tamanho, e várias outras coisas.
Algumas pessoas perguntam como se pode ter certeza de que a teoria está certa, já que, em geral, não podemos perceber as mudanças nas estrelas. Felizmente, podemos observar muitas estrelas, com várias idades diferentes. Imaginem a evolução de vida em uma família na Terra por um dia apenas: existem bebês, crianças, adolescentes, adultos e velhos. Assim podermos entender como é a vida dos seres humanos.
No começo, o Sol era uma gigantesca nuvem de gás e poeira, muitas vezes maior que o sistema solar hoje. Essa nuvem foi se contraindo e se tornando mais densa, até se transformar em uma verdadeira estrela. Isso demorou cerca de 50 milhões de anos.
A partir de então, o Sol entrou em uma fase bem tranquila, na qual ainda se encontra. Seu tamanho e sua temperatura quase não mudam. Pouco varia também a quantidade de energia que elem emite para o espaço em cada segundo, o que chamamos "luminosidade". Isso nos interessa muito, porque a vida na Terra depende da energia que vem do Sol.
O Sol tem cerca de 4,5 bilhões de anos e a estimativa de vida como estrela é de cerca de 13 a 14 bilhões de anos.
Quantos anos ainda temos pela frente?
O nosso Sol não tem massa suficiente para se transformar em uma estrela de Nêutrons, muito menos em um buraco negro, então se transformará em uma Anã Branca.
De acordo com esses estudos ainda temos 4,5 a 5 bilhões de anos pela frente, ou até que seu hidrogênio comece a esgotar e o seu tamanho invada as órbitas de alguns planetas mais próximos até chegar perto da órbita do planeta Marte. Extinguindo assim os planetas rochosos.
Até "cair" novamente em direção ao seu núcleo, por gravidade, ficando com o raio do tamanho do planeta Terra. Se tornando uma Anã Branca.
Simulação da evolução de uma estrela como o Sol, que passa para a fase de gigante, supergigante, ejeta uma nebulosa planetária e transforma-se em uma anã branca.
Anã Branca é o nome dado a um tipo de estrela muito menor que as estrelas comuns e com um brilho pequeno se comparado às demais. Ela e o estágio após a morte de uma estrela que não muito massiva acabou se transformando em uma nebulosa planetária.
As estrelas menos massivas como o nosso Sol, por exemplo, ao consumir todo o hidrogênio de seu núcleo, transformando-o em materiais mais pesados (como o hélio e carbono) podem se transformar em um tipo de estrelas conhecidas como Gigantes Vermelhas, compostas por um núcleo pequeno e bastante denso de carbono e camadas externas mais difusas onde ainda existe hélio e hidrogênio em fusão.
Fusão nuclear de dois átomos de Hidrogênio transformando em Hélio e liberando energia.
Mas, essas gigantes vermelhas não são grandes e massivas o suficiente para continuar fundindo o material do núcleo em outro ainda mais denso, o Sol, por exemplo, não consegue fundir o carbono e oxigênio. Mesmo assim, o tamanho do núcleo continua diminuindo. Desta forma, a densidade e pressão no núcleo aumentam cada vez mais. Quando não é mais possível que o núcleo diminua, ele se estabiliza a uma densidade de aproximadamente 1010 kg/m³ , mas a parte mais externa da estrela, continua liberando energia e consumindo hélio. Essa camada mais externa se torna instável com o aumento de radiação e aumenta drasticamente de tamanho a uma velocidade de dezenas de km/s transformando-se em uma imensa nuvem composta por materiais que antes compunham a estrela original e produtos de sua fusão.
Nesse momento, a ex-gigante vermelha é agora duas coisas diferentes: uma imensa nuvem de gás fria chamada de nebulosa planetária e um pequeno corpo celeste composto por um núcleo de carbono e ainda algum hélio e hidrogênio em fusão na crosta.
