Estrelas são basicamente bolas gigantes de plasma, inertes no espaço, e são constituídas em sua maioria de 71% de hidrogênio, 27% de hélio e com frações de outros elementos mais pesados.
(1 M Sol é igual a 1 massa solar)
M < 0,08 M Sol
O
limite de 0,08 M Sol estabelece o destino de uma Nuvem Molecular em
contratação. Se a massa inicial da esfera gasosa resultante da contração
de uma Nuvem Molecular for inferior a 0,08 M Sol ela jamais atingirá o
estado de "estrela". O objeto formado, como já vimos, é uma "Anã
Marrom". Assim, o valor de 0,08 M Sol é o limite que determina quem será
estrela e quem será Anã Marrom. Veja a figura ao lado e entenda os
estágios que ocorrem até que se forme uma Anã Marrom.Entre 0,08 e 0,5 M Sol
Ficamos então com o intervalo de massa inicial situado entre 0,08 M Sol
e 0,5 M Sol. Neste caso ocorre a queima de hidrogênio no centro da
estrela com a consequente formação de um núcleo de hélio. Esta região
central de hélio se torna degenerada e não consegue atingir a
temperatura suficiente para dar início às reações nucleares com o hélio.
Como consequência, ela não se transforma em uma estrela gigante. Seu
estágio final de evolução é a formação de uma estrela Anã Branca, com
núcleo de hélio. Veja a figura ao lado e entenda os estágios que ocorrem
até que se forme uma Anã Branca.Entre 0,5 e 1,0 M Sol
Entre 1 e 2 M Sol
Nestas estrelas, o núcleo contrai e aquece bastante. Como o núcleo é
formado por gás degenerado, ele não consegue expandir muito, embora haja
um enorme aumento da temperatura central. Devido ao seu processo de
expansão contínua, a estrela não consegue manter o seu envoltório e
ejeta a sua maior parte no espaço, formando a tão famosa "Nebulosa Planetária". O que resta desta estrela é uma Anã Branca. Veja a figura
ao lado e entenda os estágios que ocorrem com as estrelas com este
intervalo de massa.Entre 2 e 10 M Sol
Muitas coisas podem acontecer com estrelas neste intervalo. Não só o
núcleo, como toda a estrela está colapsando e seu envoltório está caindo
na direção de seu pequeno núcleo endurecido. O material do envoltório
da estrela irá "ricochetear" na superfície endurecida do núcleo estelar
(bounce). eventualmente, a região central da estrela pode sobreviver a
este fenômeno violento. A esta estrela residual, extremamente densa e
pequena que sobrevive a esse fenômeno, damos o nome de "Estrela de
Nêutrons". Veja a figura ao lado e entenda os estágios que ocorrem para
se formar uma Estrela de Nêutrons.
Entre 10 e 20 M Sol
Já
vimos que estrelas cuja massa inicial é maior do que 10 massas solares
ao alcançarem os estágios finais de sua evolução passam por processos
bastante violentos. A região central dessas estrelas gigantes sofrem um
fortíssimo colapso gravitacional que irá levá-las a sofrerem uma enorme
explosão. Quando isso acontece, essas estrelas gigantes lançam toda sua
matéria no espaço interestelar e podem ser completamente destruidas, ou
deixar uma estrela residual e compacta, chamada de Estrela de Nêutrons.
Se a estrela inicial é muito grande, pode ocorrer que após sua explosão,
o objeto residual deixado para trás ainda tenha muita massa. Neste
caso, pode acontecer que o colapso gravitacional continue a agir nesse
objeto residual de modo tão intenso que a pressão da matéria alí
existente não consiga suportar esse esmagamento. Nesse caso, a estrela
residual continua a colapsar, tão intensamente, que forma o famoso
"Buraco Negro". Veja a figura ao lado e entenda os estágios que ocorrem
até que se forme um Buraco Negro.
Supernova tipo I
Em geral, é resultado de um processo de acréscimo de matéria sobre uma
estrela Anã Branca participante de um sistema binário de estrelas. Se,
em um sistema binário, uma estrela de grande massa passa uma quantidade
muito grande de hidrogênio para a superfície de uma estrela Anã Branca,
sua companheira de sistema, pode ocorrer que a Anã Branca ultrapasse um
limite de massa a partir do qual ela não é mais estável. Este limite
máximo para a massa de uma estrela é o limite de Chandrasekhar. Quando
ele é ultrapassado, a estrela não é mais estável, iniciando um processo
de colapso gravitacional, com incríveis consequências.
As Supernovas tipo Ia apresentam hidrogênio no espectro. A energia
liberada pelas reações nucleares torna-se maior do que a energia de
ligação gravitacional do núcleo degenerado, e a estrela é totalmente
dispersa no espaço.
Tempo de vida das estrelas
O tempo de vida de cada estrela está diretamente ligado com a sua massa. Vejamos alguns exemplos:
