Estrelas

Mestre em Astronomia (Observatório Nacional, 2016)
Graduado em Física (UFRPE, 2014)

Ouça este artigo:

Este artigo foi útil? Considere fazer uma contribuição!

Estrelas são corpos celestes autogravitantes que emitem luz própria, cuja fonte de energia vem da fusão nuclear de hidrogênio em hélio e, posteriormente, em elementos mais pesados. Elas podem ser estrelas simples, ou estrelas que fazem parte de um sistema binário ou múltiplo, o que corresponde a 60% delas.

O sistema binário é um conjunto de duas estrelas que orbitam o mesmo centro de massa e que respeitam as três Leis de Kepler. Elas são classificadas em quatro tipos:

Binárias visuais: par de estrelas associadas gravitacionalmente. Elas podem ser observadas separadamente no telescópio. Exemplo: Sirius A e B;
Binárias astrométricas: uma das estrelas é muito fraca para ser observada, porém pode ser detectada a partir da análise das ondulações do movimento da companheira mais brilhante;
Binárias eclipsantes: o movimento das estrelas está de perfil para um observador na Terra, de forma que uma estrela “passa na frente” da outra, eclipsando-a;
Binárias espectroscópicas: a detecção delas é feita através da análise da variação de suas velocidades radiais que são medidas através das linhas espectrais da estrela que variam de comprimento de onda ao decorrer do tempo.

Figura 1: Simulação de um sistema binário em que duas estrelas com massas similares orbitam o mesmo baricentro.

Conteúdo deste artigo

Diagrama HR e Sequência principal
Nascimento das estrelas
Estágio final das estrelas
Estrelas simples
Estrelas que fazem parte de um sistema binário

Diagrama HR e Sequência principal

O Diagrama de Hertzsprung-Russell, ou Diagrama HR, relaciona a temperatura (ou cor) de uma estrela com a luminosidade dela. As mais luminosas são chamadas de gigantes e as de baixa luminosidade, anãs. Estrelas de mesma cor podem possuir diferentes luminosidades, como é o caso do Sol e de Capela: ambas possuem a mesma classe espectral, ou seja, a mesma cor, porém Capela é uma gigante 100 mais luminosa que o Sol, que é uma anã.

Figura 2: Diagrama HR explicitando as regiões das anãs brancas, gigantes, supergigantes e a sequência principal (Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node2.htm)

No diagrama, a luminosidade cresce de baixo para cima e a temperatura, da direita para esquerda. No canto superior esquerdo estão as estrelas mais quentes e luminosas e no canto inferior direito, estrelas frias e pouco luminosas.

Nota-se que as estrelas não se distribuem uniformemente pelo diagrama, mas se concentram em algumas partes. A maior parte delas, 80%, se concentra na faixa diagonal chamada sequência principal. As estrelas nessa faixa são chamadas de anãs e, nela, está o incluso nosso Sol. O que determina onde uma estrela se localiza na sequência principal é sua massa: estrelas mais massivas são mais quentes e luminosas, logo estão na região mais superior.

As estrelas localizadas acima da sequência principal, na região superior direita do diagrama, são chamadas de estrelas gigantes. Mais acima, estão as estrelas mais luminosas, chamadas de supergigantes.

Abaixo da sequência principal estão as estrelas quentes e pouco luminosas chamadas de anãs brancas. Apesar do nome, essas estrelas cobrem um intervalo de cores (temperaturas) desde as brancas e azuis (com temperatura superficial de até 170 000 K) até vermelhas (com temperatura superficial de 3500 K).

OBS: A localização de uma estrela no diagrama HR não se refere à localização dela no espaço.

Nascimento das estrelas

As estrelas nascem em nuvens densas de gás e poeira interestelar que são chamas de nuvens moleculares. Na nuvem, a temperatura chega próximo ao zero absoluto, estando em torno de 10K a 20K (-263º C a -253ºC), o que faz com que os átomos ali presentes se juntem em forma de moléculas e o gás se aglomere aumentando sua densidade.

Quando a densidade dessa região chega a um certo limite, sua própria gravidade a faz colapsar, formando assim, uma estrela. Todo esse processo ocorre na ordem de milhões de anos.

A região da nuvem molecular que colapsa primeiro é normalmente o centro, pois possui a maior densidade da nuvem. Sua massa costuma ser de 10 000 vezes a massa do Sol. Conforme colapsa, as regiões centrais vão se fragmentando e esses fragmentos formam protoestrelas, que são protótipos de estrelas. Se a protoestrela tiver mais de 0,08 massas solares, ela conseguirá queimar hidrogênio o suficiente para se tornar uma estrelar normal. Se ela for menos massiva, ela se tornará uma anã marrom.

Estágio final das estrelas

O destino final de uma estrela ocorre quando ela consome todo seu combustível nuclear. Esse destino depende, primeiramente, se ela é uma estrela simples ou se ela faz parte de um sistema binário ou múltiplo.

Estrelas simples

O estágio final de estrelas simples depende apenas da massa inicial da estrela. Se a estrela iniciar com massa:

Menor que 0,8 massas solares não será possível que ela evolua além da sequência principal, pois a idade do Universo não é suficiente para tal;
Entre 0,8 e 10 massas solares ela consumirá todo o hidrogênio no seu centro, depois se tornará uma gigante, depois supergigante e após passar por essa última fase, ejetará uma nebulosa planetária e terminará sua vida como uma anã branca. Essa anã branca possui raio de aproximadamente 10 000 km e massa na ordem de 0,6 massas solares;
Entre 10 e 25 massas solares, após a fase de supergigante, ela ejetará a maior parte de sua massa em uma explosão de uma supernova e terminará sua vida como uma estrela de nêutrons (estrela muito densa composta, basicamente, de nêutrons). A estrela de nêutrons terá um raio de aproximadamente 20 km, temperatura superficial acima de 1 milhão de Kelvin e massa de cerca de 1,4 massas solares. Caso a estrela possua um campo magnético forte, ela será um pulsar (estrela de nêutrons que emite luz direcionada em um cone em volta dos polos magnéticos, similar a um farol);
Entre 25 e 100 massas solares, após a fase de supernova, ela restará um buraco negro da ordem de 6 massas solares e com raio do horizonte de eventos (fronteira de um buraco negro em que a força da gravidade é tão grande que nem mesmo a luz é capaz de escapar) de cerca de 18 km;
Maior que 100 massas solares, por causa da pressão de radiação, ela ejetará a maior parte da sua massa ainda na sequência principal e depois evoluirá como uma estrela de até 100 massas solares.

Figura 3: Esquema de evolução estelar do início ao fim da vida de uma estrela (Fonte: OLIVEIRA, SARAIVA, 2013, p. 267)

Estrelas que fazem parte de um sistema binário

O estágio final de estrelas binárias depende tanto da massa das estrelas do sistema quanto da distância entre elas. Quando elas estão muito próximas, elas transferem massa de uma para outra, alterando a composição delas. Por exemplo, se uma das estrelas do sistema explode em supernova ou se transforma em pulsar, geralmente, a outra é destruída. Se ela sobreviver, ela continua a orbitar a corpo celeste recém formado, as vezes, transmitindo mais matéria a ela.