A MORTE DAS ESTRELAS

2.        A MORTE DAS ESTRELAS

O destino final das estrelas é previsível: o colapso. Nos estágios finais de sua vida, de acordo com sua massa e tamanho, a estabilidade e o sistema que compõem cada estrela toma seu rumo, que por caminhos distintos, chegam a este final.

A gravidade faz com que as estrelas se contraiam, a não ser que haja outra força intervindo. Devido o consumo do seu combustível nuclear, o interior das estrelas lentamente se encolhe, e sua superfície gradualmente se expande em resposta, a gravidade faz com quem a superfície tenta a contrair-se sobre seu núcleo, isso gera um equilibro que é mantido durante a vida da maior parte das estrelas, há aquelas supermassivas onde a instabilidade é comum.

Depois de uma estrela queimou seu suprimento de combustível, seus destino depende da sua massa durante sua vida útil.

2.1.        ANÃ BRANCA

Um exemplo é o nosso Sol, quando o combustível for exaurido daqui quatro ou cinco bilhões de anos, seu gás irá esfriar e a pressão interna gerada cairá, o interior do Sol não suportará o peso das camadas mais externas e o colapso se iniciará.

Um efeito mais breve desse processo é que daqui a aproximadamente um bilhão de anos o Sol estará cerca de 10% mais brilhante, pode não ter estatisticamente drástico, porém surtirá efeitos enormes na Terra com esse calor extra.

Com um núcleo bem mais quente do que antes sua atmosfera rapidamente expandirá e no fim do período terá aproximadamente 100 vezes o tamanho original, uma estrela Gigante Vermelha, que engolirá os planetas ao seu redor.

Quando o Sol queimar todo o Hélio que o compõe se tornará altamente instável, ejetando suas camadas externas para o espaço. O núcleo exposto e superquente inundará a vizinhança com uma luz ultravioleta de alta energia, os átomos no espaço serão fluorescentes.

O que restar do que um dia foi o Sol se contrairá, encolhendo cem vezes até o tamanho da Terra, neste ponto estará tão denso que os elétrons comprimidos resistirão a qualquer outra contração. O ponto de luz resultante será uma Anã Branca que exibirá um brilho fraco por mais cem bilhões de anos.

Para uma estrela de uma massa solar, a Anã Branca resultante é de cerca de 60% dessa massa, comprimido em aproximadamente o volume da Terra. As anãs brancas são estáveis porque a força para dentro da gravidade é equilibrada pela pressão de degeneração dos elétrons da estrela, uma consequência do princípio de exclusão de Pauli.

Uma Anã Branca é muito quente quando primeiras formas, mais de 100.000º C na superfície e ainda mais quente em seu interior. É tão quente que muita da sua energia é perdida na forma de neutrinos para os primeiros dez milhões de anos da sua existência, mas terá perdido a maior parte de sua energia depois de um bilhão de anos.

A composição química da Anã Branca depende de sua massa. Uma estrela de várias massas solares irá dar partida à fusão de carbono para formar magnésio, néon, e quantidades menores de outros elementos, resultando em uma Anã Branca composta principalmente de oxigénio, neônio, e de magnésio, desde que ele pode perder massa suficiente para ficar abaixo do limite de Chandrasekhar (massa máxima para uma Anã Branca estável). A estrela de massa da ordem de grandeza do Sol não será capaz de dar partida na fusão de carbono, e vai produzir uma Anã Branca composta principalmente de carbono e oxigênio. Uma estrela de menos de cerca de metade da massa do Sol não será capaz de dar partida à fusão do hélio, e vai produzir uma Anã Branca composta principalmente de hélio.

No final, tudo o que resta é uma massa escura e fria, às vezes chamado de anã negra. No entanto, o universo não é velho o suficiente para quaisquer Anãs Negras existir ainda.

Ser Anã Branca é o destino da maioria das estrelas, já que se encontram com até dez massas solares, mas há uma porção que superam esse limite de massa.

2.1.1.        NOVA

Se uma anã branca forma um sistema binário com outra estrela podem ter um fim diferente. Sirius (α Canis Majoris), a estrela mais brilhante do céu, tem uma companheira Anã Branca, e no dia em que ela se tornar uma Gigante Vermelha ela passará sua substância para a Anã Branca, pois a intensa gravidade desta puxará o gás de Sirius em uma espiral.

Quando o gás hidrogênio do companheiro maior agregar ao redor da Anã Branca até que ele fica quente o suficiente para fundir em uma reação em cadeia na sua superfície, embora a Anã Branca permaneça abaixo do limite de Chandrasekhar, provocando explosões nucleares. A mais forte podendo chegar a liberar até cem mil vezes mais energia que o Sol. Cada uma das explosões causadas pelo gás é designada como sendo uma Nova.

2.2.        SUPERNOVA

A partir de um evento de Supernova a estrela pode tomar dois rumos: Estrela de Nêutrons ou Buraco Negro. A explosão de uma supernova pode expulsar para o espaço até 90% da matéria de uma estrela.

Os corpos celestes surgidos após as explosões de estrelas estimadas com mais de dez massas solares, que produzem objetos extremamente brilhantes, os quais declinam até se tornarem invisíveis a olho nu, passadas algumas semanas ou meses.

Em apenas alguns dias o seu brilho pode intensificar-se em um bilhão de vezes a partir de seu estado original, tornando a estrela tão brilhante quanto uma galáxia, mas, com o passar do tempo, sua temperatura e brilho diminuem até chegarem a um grau inferior aos primeiros.

2.2.1.        ESTRELA DE NÊUTRONS

Uma estrela com cerca de vinte vezes a massa do Sol como Rígel (β Orionis), estrela mais brilhante da constelação de Orion, é uma Supergigante Azul, estrelas desse tipo têm uma expectativa de vida relativamente baixa e são encontradas em galáxias espirais ou irregulares. Rígel está imersa em um sistema composto por três estrelas.

No fim de sua vida, o colapso que a envolverá não será retido pela pressão de elétrons, como ocorre com estrelas que se tornarão Anãs Brancas, invés disso ela continuará de comprimento em si mesma até que seu núcleo estiver tão comprimido que passará a resistir. Rígel encolherá até cem mil vezes até que não haja mais espaço entre o núcleo e não possa mais encolher.

Assim provocará uma reação nuclear mais poderosa, uma Supernova. O colapso interno que dispara uma explosão Supernova leva alguns segundos, o que resta é um núcleo atômico do tamanho de uma pequena cidade, uma estrela de Nêutrons em rápida rotação chamada Pulsar.

Estrelas de nêutrons são as estrelas mais densas (da ordem de 1015 g/cm³) e menores conhecidas existindo no universo (com raio de algumas dezenas de quilômetros), podem ter uma massa de cerca de uma vez e meia que a do Sol. Devido à alta gravidade superficial, os feixes de luz que passam próximos a algumas estrelas de nêutrons são desviados, ocasionando distorções visuais, muitas vezes aberrações cromáticas ou o efeito chamado de lente gravitacional.