A existência de um astro, que dura de 100 milhões a 1 trilhão de anos, passa por três fases: nascimento, meia-idade e maturidade. “Todas as estrelas nascem da mesma forma: pela união de gases”, diz o astrônomo Roberto Boczko, da Universidade de São Paulo (USP). Partículas de gás (geralmente hidrogênio) soltas no Universo vão se concentrando devido às forças gravitacionais que puxam umas contra as outras. Formam, assim, uma gigantesca nuvem de gás que se transforma em estrela – isto é, um corpo celeste que emite luz.

A gravidade espreme essa massa gasosa a tal ponto que funde os átomos em seu interior. Essa fusão é uma reação atômica que transforma hidrogênio em hélio, gerando grande quantidade de calor e de luz. Um exemplo de estrela jovem são as Plêiades, na Via Láctea, resultado de fusões que começaram há poucos milhões de anos.

Durante a meia-idade – cerca de 90% da sua existência -, a estrela permanece em estado de equilíbrio. Seu brilho e tamanho variam pouco, ocorrendo apenas uma ligeira contração. É o caso do Sol, que, com 4,5 bilhões de anos, se encontra nessa fase intermediária de sua existência, sofrendo mínima condensação.

Quando a maior parte do hidrogênio que a compõe se esgota, a estrela entra na maturidade – este sim, um período de drásticas transformações. Praticamente todo o hidrogênio do núcleo já se converteu em hélio. Com isso, diminui a fusão entre as moléculas de gás e começa um período de contração e aquecimento violentos no corpo celeste. A quantidade de calor e luz gerados é tão grande que o movimento se inverte: o astro passa a se expandir rapidamente. Seu raio chega a aumentar 50 vezes e o calor se dilui. A estrela vira uma gigante vermelha. Um exemplo é Antares, na constelação de Escorpião – uma amostra de como ficará o Sol daqui a 4,5 bilhões de anos, engolindo todo o Sistema Solar.

Já na maturidade, a falta de hidrogênio torna-se crítica. Apesar da rápida expansão, a fusão entre os gases diminui continuamente: o astro caminha para seu fim. O modo como ele morrerá depende da sua massa. Se ela for até duas vezes a do Sol, sua contração transformará o corpo celeste em um pequeno astro moribundo, cuja gravidade já não consegue segurar os gases da periferia. Mas se a massa for de duas a três vezes a do Sol, a contração final será muito forte, criando um corpo celeste extremamente denso chamado pulsar, ou estrela de nêutrons. 

Quando a massa é maior, a condensação final é mais violenta ainda e o núcleo do antigo astro vira um buraco negro – sua densidade é tão alta que ele não deixa nem a luz escapar. Simultaneamente, os gases da camada mais periférica dessa estrela se transformam em uma supernova — massa de gás que brilha por pouco tempo até sumir de uma vez por todas.

A massa da criação celestial
Concentração de gases no espaço gera astros luminosos

Nascimento

Todo o Universo está cheio de moléculas de gases dispersas. Elas atraem umas às outras e, ao atingirem uma certa massa, dão origem às estrelas

Juventude

Numa estrela nova, os gases (principalmente hidrogênio) encontram-se mais dispersos na periferia, mas extremamente condensados no centro. Essa concentração é tão grande que os átomos de hidrogênio se fundem, dando origem a átomos de hélio e liberando grande quantidade de calor

Maturidade

Quando a maior parte do hidrogênio se esgota, a estrela entra em sua fase de vida final. Segue-se um período de violenta retração, após o qual ela se expande drasticamente, aumentando várias vezes o seu tamanho

Três faces da morte

1. Se a massa da estrela for até duas vezes a do Sol, sua contração transformará a estrela em uma anã branca, pequeno astro moribundo, 100 vezes menor que seu tamanho original

2. Se a massa for duas a três vezes a do Sol, sua contração será tão violenta que as partículas de gás tornam-se nêutrons. O resultado é a chamada estrela de nêutrons, o segundo corpo celeste mais denso do Universo

3. Se a massa da estrela for três vezes maior que a do Sol, sua contração final será tão violenta que o núcleo transforma-se num buraco negro, o corpo celeste mais denso que se conhece. Enquanto isso, os gases periféricos dão origem a uma supernova, massa gasosa que brilha por pouco tempo e logo desaparece