A massa marca o relógio estelar: por que algumas estrelas duram milhões de anos e outras, trilhões

As estrelas não têm todas o mesmo relógio. Segundo a explicação da NASA, sua vida pode durar de alguns milhões a trilhões de anos, e a massa ajuda a explicar essa diferença. As estrelas de menor massa consomem combustível por mais tempo; as muito massivas queimam-no mais rapidamente e precisam produzir energia em um ritmo maior para se sustentar contra o próprio peso.

A diferença de duração está ligada a outra: nem todas as estrelas terminam da mesma maneira. Quando o hidrogênio do núcleo se esgota, a evolução posterior depende fortemente da massa. Algumas estrelas de baixa massa se tornam gigantes e deixam uma anã branca. No caso descrito para as estrelas de alta massa, o colapso do núcleo desencadeia uma supernova e deixa uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

O nascimento: gás, poeira e gravidade

As estrelas começam a se formar em grandes nuvens de gás e poeira chamadas nuvens moleculares. A NASA informa que elas podem ter entre 1.000 e 10 milhões de vezes a massa do Sol e se estender por centenas de anos-luz. São frias, uma condição que favorece o agrupamento do gás em regiões de alta densidade.

Alguns aglomerados de matéria colidem entre si ou acumulam mais matéria. À medida que sua massa cresce, sua força gravitacional também aumenta; por fim, a gravidade faz alguns desses aglomerados colapsarem. O atrito aquece o material e dá origem a uma protoestrela, uma estrela em formação. No início, a maior parte da energia de uma protoestrela vem do calor liberado durante esse colapso inicial.

A fusão sustenta a etapa mais longa

Após milhões de anos, as enormes pressões e temperaturas do núcleo permitem que os núcleos de hidrogênio se unam para formar hélio. Esse processo é chamado de fusão nuclear. A energia liberada aquece a estrela e ajuda a impedir que ela continue colapsando sob a gravidade.

As estrelas que fundem hidrogênio em hélio de forma estável estão na sequência principal, a fase mais longa de suas vidas. Durante essa fase, sua luminosidade, tamanho e temperatura mudam lentamente ao longo de milhões ou bilhões de anos. O Sol está aproximadamente na metade dessa etapa.

A massa faz com que esse período não tenha a mesma duração para todas as estrelas. O gás da estrela é seu combustível e, de acordo com a NASA, a massa determina a rapidez com que ela o consome. As estrelas de menor massa queimam combustível por mais tempo e são menos brilhantes e mais frias do que as muito massivas. Estas últimas precisam queimá-lo em um ritmo maior para gerar a energia necessária para se sustentar. Como resultado, algumas estrelas de baixa massa podem brilhar por trilhões de anos, enquanto algumas estrelas massivas vivem apenas alguns milhões de anos.

Quando o hidrogênio se esgota

No início do fim da vida estelar, o núcleo fica sem hidrogênio para converter em hélio. A pressão produzida pela fusão contrabalançava a tendência da gravidade de juntar a matéria; quando esse equilíbrio se perde, o núcleo começa a colapsar. À medida que se comprime, sua temperatura e pressão aumentam, e a estrela se expande pouco a pouco. A partir daí, o desfecho depende fortemente da massa.

Em uma estrela de baixa massa, a atmosfera pode continuar se expandindo até que a estrela se torne uma subgigante ou gigante. Enquanto isso, no núcleo, a fusão transforma hélio em carbono. A NASA observa que esse será o destino do Sol dentro de vários bilhões de anos. Algumas gigantes ficam instáveis, pulsam e expulsam periodicamente parte de sua atmosfera. Por fim, suas camadas externas se dispersam como uma nuvem em expansão de gás e poeira chamada nebulosa planetária. O núcleo restante é uma anã branca, um remanescente estelar de tamanho aproximadamente igual ao da Terra que esfria gradualmente ao longo de bilhões de anos.

O fim explosivo de algumas estrelas massivas

As estrelas de alta massa podem passar por etapas adicionais de fusão. O carbono se transforma em elementos mais pesados, como oxigênio, neônio e magnésio, que servem de combustível para o núcleo. Nas estrelas maiores, a cadeia continua até que o silício se funda em ferro. Cada novo combustível oferece menos tempo que o anterior, e o processo descrito pela NASA dura apenas alguns milhões de anos.

Quando o silício se transforma em ferro, a estrela fica sem combustível em questão de dias. Fundir ferro para produzir elementos mais pesados exige energia em vez de liberá-la. No desfecho descrito pela NASA, o núcleo de ferro colapsa até que as forças entre os núcleos interrompam o colapso e provoquem um rebote. Essa mudança gera uma onda de choque que atravessa a estrela: a explosão resultante é uma supernova. O núcleo sobrevive como um remanescente extremamente denso, que pode ser uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Uma geração estelar alimenta a seguinte

O fim de uma estrela também participa do começo de outras. O material expelido por supernovas e outros eventos estelares enriquece futuras nuvens moleculares e pode ser incorporado a novas gerações de estrelas. Assim, o ciclo descrito pela NASA conecta a formação em nuvens de gás e poeira à fusão, aos remanescentes e à matéria que retorna ao espaço.

A ideia central é que a massa funciona como reguladora do relógio estelar: influencia a velocidade com que o combustível é consumido e o caminho que a estrela segue quando o hidrogênio do núcleo se esgota. As trajetórias descritas não são idênticas para todas; suas etapas finais dependem fortemente de sua massa.