Estrelas de grande massa, supernovas e seus remanescentes

Quando o núcleo de uma estrela de grande massa se torna ferro, o combustível acaba em poucos dias e ele colapsa.

Uma vida acelerada

A NASA divide os destinos estelares em cerca de oito vezes a massa solar. Acima desse limite, uma estrela começa como qualquer outra, colapsando de uma nuvem e fundindo hidrogênio na sequência principal, mas ocupa a região quente e brilhante no alto à esquerda do diagrama HR. Consome combustível num ritmo intenso e, segundo a NASA, todo o processo leva apenas alguns milhões de anos, contra cerca de 10 bilhões para o Sol. Betelgeuse, com cerca de 15 vezes a massa solar segundo a NASA, tem aproximadamente 10 milhões de anos e já é uma supergigante vermelha.

Camadas como as de uma cebola

Quando acaba o hidrogênio do núcleo, uma estrela de grande massa funde hélio em carbono, como as menores. Mas seu núcleo tem massa suficiente para continuar. Depois do hélio, funde carbono em neônio, depois neônio em oxigênio, oxigênio em silício e, por fim, silício em ferro. Cada novo combustível queima no núcleo enquanto os anteriores continuam queimando em camadas ao redor, de modo que o interior acaba organizado como uma cebola, com ferro no centro. A NASA observa que cada novo combustível rende cada vez menos tempo. Quando o silício está se fundindo em ferro, o combustível acaba em questão de dias.

O ferro é o fim da linha. Fundi-lo em elementos mais pesados consome energia em vez de liberá-la, então o núcleo perde a pressão que o sustentava. Ele colapsa em uma fração de segundo até os núcleos atômicos ficarem tão comprimidos que resistem, fazendo o núcleo estelar se expandir de volta. Esse rebote lança uma onda de choque pela estrela, produzindo uma supernova, uma explosão que pode superar brevemente o brilho de uma galáxia inteira. A NASA ressalta que o material ejetado enriquece futuras nuvens, por isso a próxima geração de estrelas e planetas contém elementos produzidos em estrelas anteriores.

Estrelas de nêutrons e buracos negros

O que sobrevive depende da massa. Segundo a NASA, uma estrela de cerca de 8 a 20 massas solares deixa uma estrela de nêutrons: mais que a massa solar concentrada numa esfera cujo diâmetro se aproxima do comprimento da ilha de Manhattan, cerca de 20 km. Sua densidade supera qualquer coisa na Terra; distribuir 1.4 massa solar numa esfera de 10 km de raio resulta em cerca de 7 × 10¹⁷ kg por metro cúbico. Muitas estrelas de nêutrons giram rapidamente e varrem o espaço com feixes de radiação, como um farol; quando um feixe cruza a Terra, vemos um pulsar. Algumas, chamadas magnetares, têm campos magnéticos até mil vezes mais fortes que os de uma estrela de nêutrons típica.

Para estrelas com mais de cerca de 20 massas solares, a NASA diz que o colapso produz um buraco negro de massa estelar, onde a gravidade é tão forte que nem a luz escapa de dentro do horizonte de eventos. Num buraco negro de uma massa solar, esse horizonte teria apenas cerca de 3 km de raio. Buracos negros são encontrados pelo efeito sobre a matéria próxima: gás arrancado de uma estrela companheira aquece num disco giratório e emite raios X. A NASA espera que Betelgeuse termine como estrela de nêutrons ou buraco negro, dependendo da massa restante após a supernova, provavelmente daqui a cerca de 100 000 anos.