Por que as Estrelas Queimam e o que Acontece Quando Elas Morrem?

Saiba mais sobre a morte de uma estrela

As estrelas duram muito tempo, mas eventualmente elas vão morrer. A energia que compõe as estrelas, alguns dos maiores objetos que estudamos, vem da interação de átomos individuais. Então, para entender os objetos maiores e mais poderosos do universo, precisamos entender o mais básico. Então, quando a vida da estrela termina, esses princípios básicos mais uma vez entram em jogo para descrever o que acontecerá com a estrela seguinte.

As estrelas demoraram a se formar, enquanto o gás à deriva no universo era atraído pela força da gravidade. Este gás é principalmente hidrogênio, porque é o elemento mais básico e abundante do universo, embora parte do gás possa consistir em alguns outros elementos. Átomos desse gás começa a se juntar sob a gravidade e cada átomo está puxando todos os outros átomos.

Essa atração gravitacional é suficiente para forçar os átomos a colidirem uns com os outros, o que por sua vez gera calor. De fato, à medida que os átomos colidem uns com os outros, eles estão vibrando e se movendo mais rapidamente (isto é, afinal de contas, o que a energia térmica realmente é: movimento atômico). Eventualmente, eles ficam tão quentes, e os átomos individuais têm tanta energia cinética, que quando colidem com outro átomo (que também tem muita energia cinética) eles não se ricochetam.

Com energia suficiente, os dois átomos colidem e o núcleo desses átomos se fundem.

Lembre-se, isso é principalmente hidrogênio, o que significa que cada átomo contém um núcleo com apenas um próton. Quando esses núcleos se fundem (um processo conhecido, apropriadamente, como fusão nuclear ), o núcleo resultante tem dois prótons, o que significa que o novo átomo criado é o hélio. As estrelas também podem fundir átomos mais pesados, como o hélio, para formar núcleos atômicos ainda maiores.

(Acredita-se que esse processo, chamado nucleossíntese, é o número de elementos do nosso universo que foram formados.)

Assim, os átomos (geralmente o elemento hidrogênio ) dentro da estrela colidem, passando por um processo de fusão nuclear, que gera calor, radiação eletromagnética (incluindo a luz visível) e energia em outras formas, como partículas de alta energia. Este período de queimação atômica é o que a maioria de nós pensa como a vida de uma estrela, e é nesta fase que vemos a maioria das estrelas no céu.

Este calor gera uma pressão — muito parecida com o ar de aquecimento dentro de um balão cria pressão na superfície do balão (analogia grosseira) — que separa os átomos. Mas lembre-se que a gravidade está tentando juntá-los. Eventualmente, a estrela alcança um equilíbrio onde a atração da gravidade e a pressão repulsiva são equilibradas, e durante este período a estrela queima de maneira relativamente estável.

Até ficar sem combustível, é isso.

Como o combustível de hidrogênio em uma estrela é convertido em hélio, e em alguns elementos mais pesados, é preciso mais e mais calor para causar a fusão nuclear. As grandes estrelas usam seu combustível mais rápido porque leva mais energia para neutralizar a força gravitacional maior.

(Ou, em outras palavras, a maior força gravitacional faz com que os átomos colidam mais rapidamente). Enquanto nosso sol provavelmente durará cerca de 5 bilhões de anos, estrelas mais massivas podem durar menos de cem milhões de anos antes de usar seus átomos e combustível.

Quando o combustível da estrela começa a se esgotar, a estrela começa a gerar menos calor. Sem o calor para neutralizar a atração gravitacional, a estrela começa a se contrair.

Tudo não está perdido, no entanto! Lembre-se de que esses átomos são compostos de prótons, nêutrons e elétrons, que são férmions. Uma das regras que governam os férmions é chamada de Princípio de Exclusão de Pauli, que afirma que não há dois férmions que possam ocupar o mesmo “estado”, que é uma maneira elegante de dizer que não pode haver mais do que um idêntico no mesmo lugar.

(Bósons, por outro lado, não se deparam com esse problema, que é parte do motivo pelo qual os lasers baseados em fótons funcionam.)

O resultado disso é que o Princípio de Exclusão de Pauli cria mais uma ligeira força repulsiva entre os elétrons, o que pode ajudar a neutralizar o colapso de uma estrela, transformando-a em uma anã branca. Isto foi descoberto pelo físico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar em 1928.

Outro tipo de estrela, a estrela de nêutrons, surge quando uma estrela colapsa e a repulsão neutrônica-neutrônica neutraliza o colapso gravitacional.

No entanto, nem todas as estrelas se tornam estrelas anãs brancas ou mesmo estrelas de nêutrons. Chandrasekhar percebeu que algumas estrelas teriam destinos muito diferentes.

Chandrasekhar determinou que qualquer estrela mais massiva que 1,4 vez o nosso Sol (uma massa chamada de limite de Chandrasekhar ) não seria capaz de se sustentar contra sua própria gravidade e entraria em colapso em uma anã branca. Estrelas que variam até cerca de 3 vezes o nosso sol se tornariam estrelas de nêutrons.

Além disso, porém, há muita massa para a estrela neutralizar a atração gravitacional através do princípio de exclusão. É possível que quando a estrela esteja morrendo, ela possa passar por uma supernova, expelindo uma quantidade suficiente de massa para o universo que caia abaixo desses limites e se torne um desses tipos de estrelas… mas se não, então o que acontece?

Bem, nesse caso, a massa continua a desmoronar sob forças gravitacionais até que um buraco negro seja formado.

E é isso que você chama de morte de uma estrela.

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