Estrelas

As estrelas são grandes bolas de gás incandescentes mantidas pela própria gravidade, e que geram energia através de reacções nucleares.

Existem várias formas de classificar as estrelas, sendo que uma das mais conhecidas é aClassificação de Morgan-Keenan. Esta classificação agrupa as estrelas conforme a suas temperaturas e consequentemente conforme as suas cores também, dado que existe uma relação entre temperatura e cor.
Nesta classificação, a Classe O corresponde às estrelas mais quentes, de cor azul, com temperaturas superiores a 30.000 K.
A Classe B agrupa as estrelas que possuem uma temperatura entre os 10.000 K e 30.000 K, tendo como cor um azul mais claro que o da classe anterior.
Na Classe A estão estrelas brancas em que a temperatura está entre 7.500 K e 10.000 K.
A Classe F estão as estrelas com a temperatura entre 6.000 K e 7.500 K, com cores entre o amarelo e branco.
Depois temos a Classe G, com estrelas amarelas e temperaturas entre 5.000 K e 6.000 K. O Sol pertence a este grupo.
Na Classe K estão estrelas laranja com temperaturas entre 3.500 K e 5.000 K.
Finalmente temos a Classe M, onde estão as estrelas mais frias com temperaturas inferiores a 3.500 K.

Mas como nascem as estrelas?
No espaço existem gigantescas nuvens interestelares constituídas por gás (principalmente hidrogénio) e poeiras, sendo aí que nascem as estrelas.
No interior dessas nuvens, as proto-estrelas (estrelas na sua fase inicial) formam-se em regiões onde a densidade é maior. Essas nuvens geralmente são muito pouco densas, sendo que por si só não conseguiriam criar a força gravítica necessária para que o processo da criação da estrela tivesse inicio. Terão que ser factores exteriores que desencadeiem o colapso das nuvens: radiação ou ventos de estrelas próximas; explosão de uma estrela (supernova); rotação da galáxia.
Como exemplo podemos falar da famosa nebulosa de Orionte (ou Orion), também designada por M42, local onde estão a nascer estrelas e onde existem algumas formadas recentemente. São essas jovens estrelas que dão uma belíssima coloração a esta nebulosa.

Quando as proto-estrelas atingem a massa e a temperatura necessárias para começar com as reacções nucleares, e quando atingem o equilíbrio entre a força gravítica que tende a contrair mais a matéria, e a pressão interna que tende a expelir essa mesma matéria para o exterior, as proto-estrelas transformam-se em verdadeiras estrelas. Algumas proto-estrelas de menor dimensão não atingem temperaturas suficientes para desencadearem reacções nucleares, transformando-se nas chamadas anãs castanhas. São corpos pouco luminosos e de cor avermelhada, apesar do nome sugerir uma cor diferente. Estes objectos são como que um elo entre as estrelas e os planetas gasosos gigantes.
Depois de deixar de ser uma proto-estrela, a recém formada estrela entra numa fase estável, chamada de sequência principal, o mais longo e estável período da sua existência "visível".
Uma estrela com a massa equivalente à do Sol demora algumas dezenas de milhões de anos a entrar na sequência principal, permanecendo nesta fase durante cerca de 10 mil milhões de anos, até se esgotar o hidrogénio no seu núcleo.

O tempo de vida de uma estrela e o seu destino final depende em grande parte da sua massa inicial.
Quanto maior for a massa da estrela mais rapidamente esgota o hidrogénio do seu núcleo, chegando ao fim da sua vida mais rapidamente.
Logo que o hidrogénio do núcleo de uma estrela é esgotado, as reacções nucleares deixam de servir como factor de equilíbrio para a força de gravidade que tende a contrair a estrela pelo seu próprio peso. Tal situação faz com que a pressão interior aumente e como consequência a temperatura também. Essa temperatura é transferida para as camadas exteriores da estrela onde ainda existe hidrogénio começando uma nova série de reacções nucleares.
A camada exterior onde é produzida energia torna-se mais luminosa e dilata-se transformando a estrela numa gigante vermelha, porém o núcleo contrai-se pela força gravítica. Uma gigante vermelha é uma estrela muito grande e luminosa mas não tão quente como quando estava na sequência principal.
A partir daqui, o futuro da estrela depende da sua massa inicial.
Uma estrela de massa igual à do Sol, depois de se tornar numa gigante vermelha e depois de esgotar todo o seu "combustível", seu núcleo irá se contrair até um tamanho comparável ao do planeta Terra dando origem a um novo corpo celeste muito denso, uma anã branca. As camadas exteriores poderão eventualmente acabar por formar uma nebulosa planetária ao redor da anã branca.
Se a massa inicial for de 10 vezes superior à massa do Sol, esta torna-se numasupergigante vermelha, resultando depois numa supernova (explosão da estrela). O que resta desta explosão é um pequeno objecto com poucos km de diâmetro mas com uma densidade extremamente elevada, trata-se de uma estrela de neutrões também conhecida por pulsar.
Porém, se por exemplo a massa inicial de uma estrela for 30 vezes superior à do Sol, esta vai resultar também numa supernova, mas o que resta disso é um corpo celeste muito pequeno mas com uma força gravítica tão extrema que nem um raio de luz que passe por sua proximidade consegue escapar à sua acção, estamos perante um buraco negro.