A fase inicial para todas as estrelas, incluindo o nosso Sol, começa quando uma região densa numa nebulosa começa a encolher e a aquecer. Isto é geralmente o resultado de um dos vários eventos que podem ocorrer para iniciar o colapso gravitacional de uma nuvem molecular. Os meios pelos quais isto ocorre incluem colisões galácticas ou uma explosão devastadora de supernova próxima, enviando matéria rompida para as nuvens a velocidades muito elevadas. Cada uma destas maternidades estelares pode formar desde algumas dezenas a milhares de estrelas.
Para formar uma estrela como o nosso Sol, que tem 864.400 milhas (1.391.000 quilómetros) de largura, seria necessária uma recolha de gás e poeira cem vezes maior do que o tamanho do nosso sistema solar. Isto é apenas o começo. Uma vez que uma quantidade tão grande de gás e pó se juntam, formam o que chamamos um protostar. Um objecto é considerado um protostar enquanto o material ainda estiver a cair para dentro. Para o nosso Sol, e estrelas da mesma massa, a fase de protostar teria terminado após aproximadamente 100.000 anos. Depois disto, o protostar deixa de crescer e o disco de material que o envolve é destruído por radiação.
Se o protostar não tiver conseguido adquirir massa suficiente, uma anã castanha ganhará forma. Estes pobres pequeninos são objectos subestelares que não conseguem sustentar reacções de fusão de hidrogénio nos seus núcleos, devido à sua massa insuficiente. As estrelas da sequência principal não têm qualquer problema com isto, para a inveja das anãs castanhas. Simplificando, uma anã castanha é demasiado grande para ser chamada de planeta, e demasiado pequena para ser chamada de estrela. Até 1995, elas eram apenas um conceito teórico. Agora pensa-se, contudo, que existe uma anã castanha para cada seis estrelas.
Se a estrela for suficientemente grande para fundir átomos de hidrogénio em hélio, entrará na fase em que o nosso Sol está, chamada fase da sequência principal. Uma estrela irá desfrutar da maior parte da sua vida na fase da sequência principal. Neste momento, a fusão nuclear está a transformar hidrogénio em hélio. A estrela só é estável porque a leve pressão desta energia equilibra o colapso gravitacional da estrela.
Aximadamente nove em cada dez estrelas no universo são estrelas da sequência principal. Estas estrelas podem variar desde cerca de um décimo da massa do nosso Sol até 200 vezes mais maciça, e quanto tempo uma estrela permanecerá na fase de sequência principal depende do seu tamanho. Uma estrela com maior massa pode ter mais material com que brincar, mas arderá mais rapidamente devido às temperaturas mais elevadas do núcleo causadas por maiores forças gravitacionais. Uma estrela do tamanho do nosso Sol passará cerca de 10 mil milhões de anos nesta fase, mas uma estrela 10 vezes maior do que a nossa ficará apenas 20 milhões de anos.
Após a fase da sequência principal, a estrela tornar-se-á um gigante vermelho. Uma gigante vermelha é uma estrela moribunda numa das últimas fases da evolução estelar. Dentro de alguns biliões de anos, o nosso Sol morrerá e expandir-se-á, devorando os planetas interiores, e talvez até a Terra (não se preocupe; teremos morrido alguns biliões de anos antes. Se conseguirmos sobreviver por mais mil milhões de anos, a temperatura da superfície terrestre tornar-se-á demasiado quente para nós, humanos.)
Após as estrelas pararem de converter hidrogénio em hélio através da fusão nuclear, a gravidade assumirá o controlo. A partir daqui é tudo a descer. As estrelas gigantes vermelhas atingem tamanhos de 62 milhões a 621 milhões de milhas de diâmetro (100 milhões a mil milhões de quilómetros), 100 a 1.000 vezes o tamanho do sol de hoje. A energia da estrela está espalhada por uma área maior, como os pixels quando se expande um gráfico rasterizado. Devido a isto, a estrela torna-se de facto mais fria, atingindo apenas um pouco mais de metade do calor do Sol. A mudança de temperatura faz com que as estrelas brilhem mais para a parte vermelha do espectro; é isto que dá o nome a um gigante vermelho.
Onde uma estrela vai a partir deste ponto depende do seu tamanho. Vamos primeiro com a opção menos violenta. Estrelas mais pequenas, até cerca de oito vezes a massa do nosso sol, podem tornar-se numa anã branca. Estes velhos restos estelares são incrivelmente densos. Uma colher de chá da sua matéria pesaria tanto na Terra como um elefante – isso são 5,5 toneladas numa colher de chá incrivelmente forte. O raio de uma anã branca é apenas 0,01 vezes o do nosso Sol, mas a massa é mais ou menos a mesma. Estimar há quanto tempo uma anã branca arrefece ajuda os astrónomos a aumentar a sua compreensão da idade real do universo.
Após um período de tempo inimaginável – dezenas ou mesmo centenas de biliões de anos – uma anã branca arrefecerá até se tornar uma anã negra, que são invisíveis porque emitem à mesma temperatura que o fundo do microondas. Devido à idade do universo e ao que sabemos das suas estrelas mais antigas, não há anãs negras conhecidas.
Alternativamente, uma estrela com pelo menos oito massas solares terá uma morte muito mais violenta, mas muito mais bela. As estrelas maciças podem criar uma supernova quando ficam sem combustível. Para elas, é melhor sair com um estrondo do que desvanecer-se. Quando as supernovas explodem, atiram as suas entranhas para o espaço a velocidades de 9.000 a 25.000 milhas por segundo.
Estas explosões produzem grande parte do material no universo, incluindo alguns elementos pesados, como o ferro, que ajudam a constituir tanto nós próprios como o nosso planeta, pelo que todos nós carregamos os restos destas explosões nos nossos corpos. Como Neil deGrasse Tyson diz, “É literalmente verdade que somos poeira estelar”. O ciclo começa de novo, com uma nova geração de estrelas, e novas estrelas nascem da poeira das estrelas deixadas para trás da mesma forma.
Isso não significa que seja o fim do caminho para o que resta da estrela. Após a explosão da supernova, o núcleo da estrela é deixado para trás sob a forma de um buraco negro ou de uma estrela de neutrões, ambas incrivelmente destrutivas e violentamente belas. As estrelas de nêutrons são difíceis de encontrar e são objectos muito misteriosos. Podem ter apenas o tamanho de uma cidade, mas não se deixe enganar por isso, estes objectos não devem ser confundidos. São extremamente densos: se pegarmos na massa do nosso sol, duplicamo-la, e depois encolhemo-la até ao tamanho de Los Angeles, é aproximadamente o quão densa é uma estrela de nêutrons. Um metro cúbico de uma estrela de neutrões pesaria pouco menos de 400 mil milhões de toneladas. Toda essa densidade torna a sua gravidade superficial verdadeiramente imensa.
Alternativamente, o que resta depois da supernova pode tornar-se um buraco negro. Os buracos negros puxam literalmente o espaço à sua volta. Eles precisam de ter uma enorme quantidade de massa num espaço incrivelmente pequeno para terem a gravidade necessária para puxar a luz. Para colocar isto em perspectiva, para fazer um buraco negro fora da Terra todo o planeta precisaria de ser espremido até ao tamanho de uma ervilha! Estes objectos misteriosos e assustadores podem atrasar o tempo e rasgar o planeta e nada pode escapar ao alcance de um buraco negro quando este atinge o seu horizonte de eventos. Qualquer matéria que entre no seu caminho nunca mais é vista. Eles são o rufia de recreio do universo, mas ao contrário dos rufia de recreio, podemos depender deles para viver. Alguns investigadores pensam que os buracos negros ajudam realmente a criar os elementos porque decompõem a matéria em partículas subatómicas.
Estas partículas compõem-nos a nós e a nós, e a tudo à nossa volta. Devemos às estrelas as nossas vidas. Quer seja grande ou pequeno, jovem ou velho, não se pode argumentar que as estrelas são alguns dos objectos mais bonitos e poéticos de toda a criação. Da próxima vez que olhar para as estrelas, lembre-se, é assim que todas elas foram criadas e como irão morrer.