Os astrônomos estimam que o universo pode conter até um septilhão de estrelas – isso é um número 1 seguido de 24 zeros. Apenas a nossa Via Láctea contém mais de 100 bilhões de estrelas, incluindo a mais estudada, o Sol.
Estrelas são gigantescas esferas de gás quente – compostas principalmente de hidrogênio, com um pouco de hélio e pequenas quantidades de outros elementos. Cada estrela possui seu próprio ciclo de vida, que pode durar de alguns milhões a trilhões de anos, e suas propriedades mudam conforme ela envelhece.
Estrelas se formam em grandes nuvens de gás e poeira chamadas de nuvens moleculares. Essas nuvens podem ter de 1.000 a 10 milhões de vezes a massa do Sol e alcançar centenas de anos-luz de extensão. Elas são frias, o que faz o gás se agrupar em bolsões densos. Alguns desses bolsões podem colidir ou acumular mais matéria, aumentando sua gravidade à medida que sua massa cresce. Eventualmente, a gravidade faz esses bolsões colapsarem. Quando isso ocorre, o atrito aquece o material, formando uma protoestrela – um "bebê-estelar". Grupos de estrelas recém-formadas são chamados de aglomerados estelares, e nuvens moleculares cheias desses aglomerados são conhecidas como berçários estelares.
No canto noroeste da Nebulosa de Carina, uma parte de um berçário estelar próximo chamado NGC 3324 forma “montanhas” e “vales” capturados pelo Telescópio Espacial James Webb.
Inicialmente, a maior parte da energia da protoestrela vem do calor liberado durante seu colapso inicial. Após milhões de anos, pressões e temperaturas imensas no núcleo da estrela fazem os núcleos de átomos de hidrogênio se fundirem, formando hélio – um processo chamado fusão nuclear. Essa fusão libera energia, aquecendo a estrela e impedindo que ela colapse ainda mais devido à gravidade.
Nosso Sol, uma estrela da sequência principal, emite uma forte erupção solar, registrada nesta imagem capturada pelo Observatório de Dinâmica Solar da NASA.
Estrelas que estão estáveis, realizando a fusão de hidrogênio em hélio, são chamadas de estrelas da sequência principal. Essa é a fase mais longa da vida de uma estrela. Durante essa fase, sua luminosidade, tamanho e temperatura mudam lentamente ao longo de milhões ou bilhões de anos. Nosso Sol está aproximadamente no meio dessa etapa.
A quantidade de gás de uma estrela é seu combustível, e sua massa determina a rapidez com que ela consome esse suprimento. Estrelas de baixa massa brilham por trilhões de anos, enquanto estrelas massivas vivem apenas alguns milhões de anos.
No início do fim da vida de uma estrela, seu núcleo fica sem hidrogênio para converter em hélio. A energia produzida pela fusão cria uma pressão dentro da estrela que equilibra a tendência da gravidade de atrair a matéria, então o núcleo começa a colapsar. Porém, ao comprimir o núcleo, sua temperatura e pressão também aumentam, fazendo com que a estrela se expanda lentamente. No entanto, os detalhes das últimas etapas da morte da estrela dependem fortemente de sua massa.
A atmosfera de uma estrela de baixa massa continuará se expandindo até que ela se torne uma subgigante ou uma gigante, enquanto a fusão converte hélio em carbono no núcleo. (Esse será o destino do nosso Sol, em alguns bilhões de anos.) Algumas gigantes tornam-se instáveis e começam a pulsar, inflando-se e ejetando periodicamente parte de suas atmosferas. Eventualmente, todas as camadas externas da estrela são expulsas, criando uma nuvem em expansão de poeira e gás chamada nebulosa planetária.
Nosso Sol, uma estrela da sequência principal, emite uma forte erupção solar, registrada nesta imagem capturada pelo Observatório de Dinâmica Solar da NASA.
Tudo o que resta da estrela é o núcleo, agora chamado de anã branca, uma cinza estelar de tamanho aproximadamente equivalente ao da Terra, que esfria gradualmente ao longo de bilhões de anos.
Uma estrela de alta massa vai além. A fusão converte carbono em elementos mais pesados como oxigênio, neon e magnésio, que se tornam o combustível futuro para o núcleo. Para as estrelas maiores, essa cadeia continua até que o silício seja fundido em ferro. Esses processos produzem energia que impede o colapso do núcleo, mas cada novo combustível oferece menos tempo à estrela. Todo o processo leva apenas alguns milhões de anos. Quando o silício é fundido em ferro, a estrela fica sem combustível em questão de dias. O próximo passo seria fundir ferro em algum elemento mais pesado, mas isso requer energia, em vez de liberá-la.
Nosso Sol, uma estrela da sequência principal, emite uma forte erupção solar, registrada nesta imagem capturada pelo Observatório de Dinâmica Solar da NASA.
O núcleo de ferro da estrela colapsa até que forças entre os núcleos desacelerem o colapso, e então ele se expande novamente. Essa mudança cria uma onda de choque que viaja para fora através da estrela. O resultado é uma enorme explosão chamada supernova. O núcleo sobrevive como um remanescente incrivelmente denso, seja uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
O material lançado no cosmos por supernovas e outros eventos estelares enriquece futuras nuvens moleculares e é incorporado à próxima geração de estrelas.