Por Karen Adams, atualizado em 24 de março de 2022

A morte de uma estrela não é um fim definitivo, mas uma transformação que semeia novas estruturas cósmicas. Como o Universo ainda é jovem, os astrónomos baseiam-se em modelos e observações para compreender o ciclo de vida das estrelas.

Massas Solares

Estrelas com massas de até cerca de 0,5M☉ (metade da massa do Sol) evitam o colapso do núcleo. Depois de esgotarem o hidrogénio e o hélio, libertam as suas camadas exteriores e deixam para trás um núcleo denso e degenerado de eletrões – uma anã branca.

Anã Branca

Uma anã branca é o remanescente de uma estrela de baixa massa. Seu núcleo, composto principalmente de carbono e oxigênio, é sustentado pela pressão de degeneração eletrônica. Embora não consiga fundir combustível, arrefece gradualmente ao longo de milhares de milhões de anos, irradiando o seu calor residual para o espaço.

Gigante Vermelho

Na fase de gigante vermelha, o núcleo de uma estrela contrai-se enquanto o seu invólucro exterior se expande. A fusão do hélio no núcleo produz carbono e oxigênio, e as camadas externas da estrela são eventualmente expelidas, formando uma nebulosa planetária brilhante e deixando para trás uma nova anã branca.

Abaixo do limite de Chandrasekhar

O limite de Chandrasekhar – 1,4M☉ – define a massa máxima que uma anã branca pode suportar. Estrelas abaixo deste limiar terminam as suas vidas como anãs brancas. Estrelas mais massivas excedem este limite, colapsam em estrelas de neutrões e, se atingirem cerca de 5M☉ ou mais, podem explodir como supernovas com colapso do núcleo, deixando para trás estrelas de neutrões ou buracos negros.