Vida e morte das estrelas

A vida da estrela começa com uma fase agitada, chamadas T-Tauri, que dura algo da ordem de um milhão de anos. Durante esta fase, a estrela (ainda em seu envoltório de gás) emite radiação e partículas que perturbam fortemente o disco circunstelar.

A estrela então entra na chamada « Sequência Principal », onde vai passar a maior parte de sua existência (9 bilhões de anos para uma estrela como o Sol). Quando o hidrogênio (h) do núcleo acaba, a contração e a temperatura central da estrela aumentam. Em seguida, o fim da vida de uma estrela vai depender principalmente de sua massa :

• Para estrelas de baixa massa ( M<0.3 M_Sol), a contração cessa e a estrela "se extingue".
• Para estrelas mais massivas (M>0.3 M_Sol), a maior parte das estrelas, a temperatura do núcleo atinge 10⁸K e a fusão de He (hélio) se inicia. Na "casca" (ou envelope) da estrela, a alta temperatura ainda permite a fusão de H em He. A luminosidade, devido à pressão de radiação e do raio da estrela, aumenta consideravelmente. Ao mesmo tempo, a casca infla se resfria e o centro torvamente, sua massa determina sua evolução :

• • Se a massa é inferior a 1,4 M_Sol, a casca (ou envelope) se desfaz lentamente e é disperso lentamente para formar uma « nebulosa planetária » (ex : Lira). O Núcleo "se extingue" lentamente sob forma de uma anã branca, que é muito pequena (Raio ~3.000 km), muito densa ( ~10¹⁰ kg/m³) e inicialmente muito quente, a qual vai se resfriando lentamente até se tornar uma anã negra.
  • Para estrelas de massa superior a 1,4 M_Sol, a contração continua. A fusão de carbono, oxigênio, silício, magnésio, neônio, ... , e ferro é rápida e libera pouca energia. Quando chega no ferro, o elemento mais estável, não ocorrem mais as reações termonucleares, logo não tem mais combustíveis disponível. A contração recomeça. A temperatura no centro aumenta e a fusão gera alguns elementos mais pesados que o ferro. Como estas reações consomem energia (ao invés de produzir), a contração é acelerada !

Em seguida, inicia-se a fusão de elétrons e prótons em neutrons. O núcleo estelar se compacta rapidamente e atinge um raio de ~10 km com uma densidade de 10¹⁷ kg/m³. Essa rápida contração cria um rebote no interior, criando uma onda de choque que provoca uma supernova. Após a explosão, continua existindo um núcleo muito denso : uma estrela de neutrons ou um buraco negro.

Matéria ejetada de uma supernova vista em 1054 e foi observada pelos chineses : superposição de uma imagem em raio-X (representado em azul e no visível (em vermelho). O tamanho do disco é de cerca de 1 ano-luz. Crédito: NASA/CXC/ASU/J. e NASA/HST/ASU/J. Hester et al.