Da poeira cósmica à explosão de uma supernova: a vida e a morte de uma estrela

O processo de formação estelar começa numa nebulosa, uma nuvem de gás e poeira interestelar. A gravidade concentra a matéria em regiões cada vez mais densas, gerando núcleos onde o colapso gravitacional causa um aumento contínuo da pressão e da temperatura.

Quando a temperatura do núcleo ultrapassa 15 milhões de graus, o colapso dá origem a uma protoestrela ativa. No seu interior, núcleos de hidrogénio começam a fundir-se para formar hélio, libertando grandes quantidades de energia na forma de radiação e calor.

Este processo, chamado fusão nuclear, estabelece um equilíbrio entre a gravidade, que tenta comprimir a estrela, e a pressão gerada pela energia libertada para o exterior. A partir deste ponto, a estrela entra na sequência principal, uma fase de estabilidade energética e térmica.

Durante a sequência principal, a estrela mantém um equilíbrio hidrostático estável que pode durar milhões ou biliões de anos. O Sol está atualmente nessa fase, na qual a fusão do hidrogénio em hélio ocorre continuamente no seu núcleo.

A duração desta fase e a evolução subsequente dependem diretamente da massa estelar inicial. Estrelas de alta massa consomem o seu combustível a uma taxa muito mais rápida, reduzindo significativamente a sua vida útil em comparação com estrelas de baixa ou média massa.

Expansão e transformação

Quando o hidrogénio no núcleo se esgota, a fusão nuclear cessa parcialmente. Sem essa pressão externa, o núcleo contrai-se sob a ação da gravidade, aumentando a sua temperatura enquanto as camadas externas se expandem e arrefecem, transformando a estrela numa gigante vermelha.

Nesta nova fase, o núcleo atinge temperaturas suficientemente altas para que o hélio comece a fundir-se em carbono. Este processo restaura temporariamente o equilíbrio e fornece energia adicional, mas mantém-se apenas por um curto período em comparação com a fase anterior.

Em estrelas massivas, a fusão nuclear continua com elementos mais pesados, como oxigénio, néon e silício, em reações sucessivas cada vez mais rápidas. Este processo gera um núcleo com estrutura em camadas, onde cada camada contém um elemento diferente que sofre fusão ou depleção.

As maiores estrelas, com mais de dez massas solares, tornam-se supergigantes vermelhas. Nelas, a fusão nuclear ocorre simultaneamente em diferentes camadas, enquanto o núcleo se torna progressivamente mais instável devido à acumulação de elementos pesados.

O limite do ferro e o colapso gravitacional

A fusão estelar produz elementos cada vez mais pesados até atingir o ferro, que representa o limite do processo. A fusão do ferro não liberta energia; em vez disso, consome-a, impedindo que o núcleo mantenha a pressão necessária para contrabalançar a gravidade.

Quando a geração de energia cessa, o núcleo perde o equilíbrio e colapsa rapidamente. Em menos de um segundo, a matéria é comprimida a um grau extremo, aumentando a densidade e atingindo temperaturas superiores a 100 biliões de graus.

O colapso abrupto faz com que o núcleo se recupere, gerando uma poderosa onda de choque que se propaga pelas camadas externas. Este fenómeno liberta uma quantidade de energia comparável à radiação total emitida por uma galáxia inteira num breve instante.

O resultado observável é uma supernova, uma explosão estelar luminosa que marca o fim da vida de estrelas massivas. Este evento dispersa no meio interestelar os elementos formados durante todos os estágios anteriores da fusão nuclear.

Os remanescentes

Após a explosão, a maior parte da massa da estrela é ejetada para o espaço. O material ejetado forma uma nuvem em expansão conhecida como remanescente de supernova, composta de gases ionizados e elementos pesados recém-formados.

Se o núcleo do remanescente tiver entre 1,4 e 3 massas solares, a gravidade comprime os protões e eletrões, formando neutrões e criando uma estrela de neutrões. Estes objetos têm densidade extremamente alta e, em alguns casos, emitem radiação periódica como pulsares.

Quando a massa do núcleo excede aproximadamente três vezes a do Sol, a gravidade continua o seu colapso sem limite aparente, formando um buraco negro. Nesse estado, a densidade é tão grande que nem mesmo a luz consegue escapar do seu campo gravitacional.

Estes remanescentes, juntamente com o material disperso no espaço, enriquecem o meio interestelar. Com o tempo, estes elementos irão formar novas nebulosas, estrelas e planetas, completando o ciclo de evolução estelar que mantém ativo o processo de renovação cósmica.