O processo de formação estelar começa em uma 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. Em seu interior, núcleos de hidrogênio começam a se fundir para formar hélio, liberando grandes quantidades de energia na forma de radiação e calor.
Esse processo, chamado fusão nuclear, estabelece um equilíbrio entre a gravidade, que tenta comprimir a estrela, e a pressão gerada pela energia liberada para o exterior. A partir desse 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 bilhões de anos. O Sol está atualmente nessa fase, na qual a fusão do hidrogênio em hélio ocorre continuamente em seu núcleo.
A duração dessa fase e a evolução subsequente dependem diretamente da massa estelar inicial. Estrelas de alta massa consomem seu combustível a uma taxa muito mais rápida, reduzindo significativamente sua vida útil em comparação com estrelas de baixa ou média massa.
Expansão e transformação
Quando o hidrogênio no núcleo se esgota, a fusão nuclear cessa parcialmente. Sem essa pressão externa, o núcleo se contrai sob a ação da gravidade, aumentando sua temperatura enquanto as camadas externas se expandem e esfriam, transformando a estrela em uma gigante vermelha.
Nessa nova fase, o núcleo atinge temperaturas suficientemente altas para que o hélio comece a se fundir em carbono. Esse processo restaura temporariamente o equilíbrio e fornece energia adicional, mas se mantém apenas por um curto período em comparação com a fase anterior.
Em estrelas massivas, a fusão nuclear continua com elementos mais pesados, como oxigênio, néon e silício, em reações sucessivas cada vez mais rápidas. Esse 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 ao acúmulo 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 libera 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 bilhões de graus.
O colapso abrupto faz com que o núcleo se recupere, gerando uma poderosa onda de choque que se propaga pelas camadas externas. Esse fenômeno libera uma quantidade de energia comparável à radiação total emitida por uma galáxia inteira em um breve instante.
O resultado observável é uma supernova, uma explosão estelar luminosa que marca o fim da vida de estrelas massivas. Esse 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 prótons e elétrons, formando nêutrons e criando uma estrela de nêutrons. Esses 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 seu colapso sem limite aparente, formando um buraco negro. Nesse estado, a densidade é tão grande que nem mesmo a luz consegue escapar de seu campo gravitacional.
Esses remanescentes, juntamente com o material disperso no espaço, enriquecem o meio interestelar. Com o tempo, esses elementos formarão novas nebulosas, estrelas e planetas, completando o ciclo de evolução estelar que mantém ativo o processo de renovação cósmica.