Por Drew Lichtenstein • Atualizado em 24 de março de 2022

Estados Finais Estelares

Estrelas com massas que variam entre cerca de metade da massa do Sol e cerca de dez vezes esse tamanho seguem um caminho evolutivo previsível. Tanto as gigantes vermelhas como as anãs brancas representam resultados de fase avançada para estas estrelas, oferecendo uma conclusão mais tranquila do que as mortes explosivas dos sóis mais massivos.

Estágio Evolutivo Anterior

Antes que uma estrela possa fazer a transição para uma gigante vermelha ou anã branca, ela deve esgotar a maior parte do hidrogênio em seu núcleo. A fusão do hidrogênio – combinando quatro núcleos de hidrogênio em um núcleo de hélio – impulsiona a luminosidade da estrela. Quanto mais massiva uma estrela, mais rápido ela consome hidrogênio; o Sol, por exemplo, já gastou cerca de 5 mil milhões dos seus estimados 10 mil milhões de anos de vida na queima de hidrogénio (NASA ).

Fase Gigante Vermelha

Uma vez esgotado o hidrogênio do núcleo, uma estrela inicia a fusão do hélio, criando elementos mais pesados, como carbono e oxigênio. Esta nova fonte de energia faz com que o envelope externo inche dramaticamente enquanto o núcleo se contrai e aquece. As camadas externas expandidas esfriam e mudam a cor da estrela em direção à extremidade vermelha do espectro, dando origem à designação de “gigante vermelha”. Eventualmente, o material exterior é lançado no espaço, formando uma nebulosa planetária que semeia futuras gerações de estrelas.

Estágio da Anã Branca

Após a dissipação do envelope nebular, resta apenas um núcleo denso, do tamanho da Terra – uma anã branca. Na falta de massa suficiente para iniciar a fusão do carbono, o núcleo torna-se inerte, mas retém imenso calor, emitindo um brilho branco brilhante. Ao longo de milhares de milhões de anos, irá arrefecer e desaparecer, tornando-se eventualmente numa anã negra (teórico, uma vez que esta fase ainda não foi observada).

Estrelas massivas e supernovas

Estrelas com mais de dez massas solares saltam a fase de anã branca. Seus núcleos continuam a fundir elementos mais pesados ​​até que o ferro se acumule, ponto em que a fusão não consegue mais liberar energia. O núcleo entra em colapso, desencadeando uma explosão de supernova que dispersa elementos pesados ​​por toda a galáxia. Dependendo da massa remanescente, o núcleo pode colapsar ainda mais formando uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, este último possuindo uma gravidade tão intensa que nem mesmo a luz consegue escapar.