evolução das estrelas

Pode considerar-se que o início da vida de uma estrela coincide com o momento em que se torna visível a protoestrela, através do halo luminoso que a rodeia. O seu aspeto nesta fase e a sua posterior evolução dependem da sua massa.
Na evolução podemos considerar as seguintes fases:
1. Sequência principal: combustão do hidrogénio. Quando se inicia a fusão do hidrogénio para formar hélio, começa a fase mais longa da sua vida e enquanto dura a "combustão" do hidrogénio a estrela não experimenta grandes modificações. Se a massa da estrela é do tipo médio, como o Sol, esta etapa pode durar uns cinco mil milhões de anos. Se for muito grande, o ritmo de combustão será mais rápido e pode durar menos de 100 milhões de anos.
A transformação do hidrogénio pode fazer-se segundo dois tipos de reações: a cadeia protão-protão, que começa no hidrogénio e termina em hélio, ou o ciclo C-N-O que, iniciando-se no hidrogénio, produz núcleos de carbono, nitrogénio (azoto) e oxigénio, como estados intermédios antes da transformação em hélio. O primeiro sistema ocorre nas estrelas do tipo solar e o segundo nas estrelas maiores.
2. Combustão do hélio: gigantes vermelhas. À medida que se vai consumindo o hidrogénio no centro da estrela, vai diminuindo a sua concentração e aumenta a concentração de hélio. Quando a percentagem de hélio atinge os doze por cento da massa estelar, começam a diminuir as reações termonucleares. A estrela contrai-se e o núcleo aquece, prosseguindo a combustão do hidrogénio na camada envolvente. Esta camada envolvente dilata-se, arrefecendo. O raio do astro aumenta e a sua luz torna-se avermelhada. A estrela evolui para gigante vermelha.
Se a estrela é de grandeza média, dilata-se extraordinariamente, aumentando, por conseguinte, a sua luminosidade e a luz avermelhará. As estrelas muito densas, que na sequência principal são gigantes azuis, tornam-se também gigantes vermelhas sem alteração na luminosidade. As estrelas gigantes vermelhas conhecidas podem ser enormes. É o caso de Antares e Betelgeuse que são, respetivamente, 300 e 400 vezes maiores que o Sol, e são supergigantes vermelhas. E-Aurigae é a maior supergigante conhecida, com um diâmetro 2000 vezes maior que o do Sol.
O núcleo, onde já não ocorrem reações termonucleares, continua a contrair-se, até alcançar os 100 milhões de graus. Nesta altura o hélio do núcleo, que até então permanecia inerte, como se fosse "cinza" de hidrogénio, torna-se combustível, originando novas reações nucleares de fusão, para se transformar em elementos mais densos, como o oxigénio, o carbono e o néon.
3. Etapas posteriores. A partir deste momento, a estrela pode seguir, duas evoluções possíveis, segundo a sua massa:
Se a estrela tem uma massa inferior a 1,4 vezes a massa solar, transformar-se-á numa estrela anã branca.
Se a massa da estrela é muito grande, o seu final é mais espetacular, pois explode violentamente expulsando a maioria dos seus materiais e ficando com um núcleo muito denso, denominado estrela de neutrões, ou outro ainda mais denso, que conduzirá a um buraco negro.
Durante a explosão a estrela origina uma nova ou supernova.
Como referenciar: Porto Editora – evolução das estrelas na Infopédia [em linha]. Porto: Porto Editora. [consult. 2021-10-22 21:48:55]. Disponível em