Há uma enorme variedade de estrelas, mas quase todas podem ser vistar como estágios num modelo-padrão de evolução estelar. Nesse modelo, a massa de uma estrela governa as reações nucleares em seu núcleo, que determina suas outras propriedades físicas, seu tempo de vida e seu destino final.
Obs: não iremos aprofundar o artigo nas evoluções estrelares, resultado em supernova, estrelas de nêutrons ou buracos negros. Focaremos no caminho de sua sequência principal da vida de uma estrela.
O nascimento de uma estrela
Novas estrelas são criadas pelo colapso de vastas nuvens de gás e poeira dentro de galáxias. Esses colapsos – frequentes – podem ser provocados pela gravidade de estrelas próximas, as ondas de choques de uma explosão de supernova ou a mera rotação lenta e regular de uma galáxia espiral. Dependendo do tamanho da nuvem e de outros fatores, estrelas podem nascer em grandes aglomerados ou em grupos menores, mais frouxos. À medida que a nuvem se desintegra, ela se adensa e aquece. Qualquer movimento aleatório na nuvem inicial cresce até que ela se torna um disco achatado e giratório. Cada vez mais material é atraído pela força gravitacional da parte central da nuvem, chamada protoestrela, que se aquece até começar a brilhar. Seu núcleo torna-se mais denso e mais quente, até atingir o ponto em que as reações nucleares podem começar, tonando-se realmente uma estrela.
Estrelas adolescentes
As estrelas jovens continuam cercadas por uma grande nuvem de gás e poeira. Parte desta espirala e agrega-se na própria estrela, mas com muita frequência outro tanto é ejetado (alguns podem se tornar planetas que orbitarão essa estrela em formação). Muitas estrelas jovens desenvolvem um campo magnético que captura material e o lança em jatos a partir dos polos. A pressão da radiação também pode bastar para dispersar elementos mais pesados que o hidrogênio. Nesse ínterim,a própria estrela continua a se desintegrar, e pode passar por um período de pulsação e instabilidade, chamado “T Tauri”, antes de se estabelecer como uma estrela da sequência principal.
A morte das estrelas
Estrelas da sequência principal geram energia por fusão nuclear de hidrogênio em seus núcleos. Quando a provisão se esgota, elas encontram uma nova fonte de energia – queimam o hélio que geraram por toda vida e talvez outros elementos mais pesados. Essas mudanças na provisão de energia da estrela a tornam instáveis, fazendo-a inchar até um tamanho gigantesco. A mote final da estrela é determinada, com muitos aspectos de sua evolução, por sua massa.
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CICLOS ILUSTRADOS
Poeira e gases estelar
Nuvens protoestelares em colapso formam casulos – grupo de gás e poeira em que estrelas se desenvolvem. Um casulo pode se separar em disco escuros, os glóbulos de Bok ou proplídeos.
Protoestrelas
Quando uma protoestrela se colapsa sob a gravidade, material próximo do centro achata-se num disco e fica mais quente. A radiação dispersa material de cima e de baixo do disco.
Adolescência estelar
Quando a estrela se aproxima da sequência principal, o material do disco continua a espiralar para dentro. O campo magnético cada vez mais forte da protoestrela pode capturar parte desse material e ejetá-lo nos pólos, como mostra a imagem.
Sequência principal
A estrela tem brilho constante na maior parte de sua vida. Seu brilho e idade são determinados por reações nucleares no interior, governadas por sua composição e massa.
Texto retirado e adaptado de: ZAHAR – Astronomia (pag.: 62 – 63)
