O Sol é um astro vital para a vida na Terra, sem ele não teríamos a energia necessária para manter nosso planeta do jeito que ele é. Mas será assim para sempre? Como o Sol surgiu? Um dia ele vai morrer? Conheça o que diz a astronomia sobre a vida e morte da estrela que sustenta o sistema solar!
As estrelas nascem em nuvens de poeira e gás chamadas nebulosas. Uma região um pouco mais densa da nebulosa vai atrair matéria, ficando cada vez mais densa. Conforme a densidade aumenta, as partículas se chocam mais, aumentando a temperatura. Este corpo denso e quente é chamado protoestrela e dará origem a uma estrela.
Se a pressão gravitacional e temperatura forem suficientemente grandes, os núcleos de hidrogênio na protoestrela começarão a realizar fusão nuclear. Somente podemos chamar este corpo de estrela quando estas reações de fusão começam. As fusões nucleares começam a exercer pressão para fora da estrela, e ela se equilibra com a pressão gravitacional que tende a levar as partículas pro centro. Isto cria uma configuração muito estável que pode durar bilhões de anos.
As estrelas que queimam hidrogênio são chamadas “estrelas de sequência principal”, sua evolução vai depender da sua massa. Estrelas mais massivas tem um pressão gravitacional maior, o que faz com que o hidrogênio queime mais rápido para garantir o equilíbrio, por isto, estrelas massivas têm vidas mais curtas.
Estrelas como o nosso Sol são consideradas estrelas de baixa massa. O núcleo do Sol não é quente o suficiente para fundir hélio, assim conforme o hidrogênio é fundido, o núcleo solar acumula hélio e aumenta de densidade. Como consequência isso aumenta vagarosamente a temperatura e luminosidade do Sol. Atualmente nosso Sol tem cerca de 4.6 bilhões de anos, e seu brilho aumentou em torno de 40% desde sua formação.
Quando o hidrogênio no núcleo do Sol acabar, as reações de fusão param, e a gravidade começa a comprimir as camadas externas do Sol em direção ao núcleo. A pressão é tão forte que faz com que o hidrogênio fora do núcleo solar inicie um novo processo de fusão. As fusões aumentam a temperatura das camadas mais próximas do núcleo, o que faz com que este núcleo se expanda.
A expansão aumenta absurdamente o tamanho da estrela, nesta fase, dizemos que ela é uma gigante vermelha. Quando o Sol se tornar uma gigante vermelha, seu raio será aproximadamente 1 U.A. Isto é, este raio será do tamanho da distância média entre Sol e Terra.
Neste período a luminosidade do Sol aumenta muito, fazendo com que a pressão exercida pela luz seja relevante. As camadas mais externas do Sol estão sobre fraca interação gravitacional, assim estas são expelidas para fora pela luz. O Sol perde cerca de um terço de sua massa nesse processo.
Finalmente, o núcleo solar começa a crescer, capturando elementos das camadas mais próximas. A pressão no núcleo aumenta novamente e o Sol começa a fundir hélio em elementos mais pesados.
Quando o Sol queimar quase todo seu hélio, voltará a fase de gigante vermelha, expelindo mais massa, até que sobre apenas o caroço do núcleo. Este será composto principalmente de carbono. Este caroço é conhecido como anã branca e é o estágio final de vida do Sol. Anãs brancas são super densas, mas tem um brilho bastante fraco. Em teoria, esta anã branca vai esfriar o suficiente para não emitir mais luz, tornando-se uma anã negra dando fim ao ciclo de vida do Sol.
Referências e Saiba Mais:
[1] Astrofísica Estelar. Podcast: Fisicast, o seu podcast de Física.
[2] Low Mass Stars: Crash Course Astronomy #29. Youtube: Crash Course
[3] GCSE Physics - The Life Cycle Of Stars / How Stars are Formed and Destroyed #84. Youtube: Cognito