Quando estudamos estrelas, aprendemos que existe um valor máximo para a massa delas, algo entre 100 a 150 vezes a massa do Sol (M☉). Mas na verdade não conhecemos este número, e pode ser que jamais sejamos capazes de fixar um valor. A razão envolve tanto desafios observacionais quanto uma compreensão mais profunda dos mecanismos de formação e estabilidade estelar.
Vamos começar pela minha parte preferida, os obstáculos observacionais. Eu sempre gosto de iniciar pelos dados porque eles dão o veredicto final. Podemos ter a teoria mais maravilhosa do mundo nos dizendo que as estrelas pode ter no máximo 100 M☉. Se amanhã encontrarmos uma estrela de 200 M☉, tchau teoria!
O primeiro problema observacional é medir a massa. A maneira mais precisa é usando as leis de Kepler e o período de um objeto em órbita da estrela. Pode ser outra estrela, ou até um planeta. Mas como em geral não vemos as duas (estão longe demais!), só a variação da luz, precisamos de um sistema eclipsante. Isso só acontece se a órbita estiver aproximadamente alinhada conosco. Há outras formas de medir massa, como pelas linhas espectrais, mas não são tão precisas e dependem de assumir hipóteses sobre a estrela. Assim, a busca por estrelas massivas conta com um fator sorte.
Outro desafio é que estrelas massivas vivem uns 2 a 3 milhões de anos, milhares de vezes menos que o Sol. Logo, é mais raro encontrá-las por aí. O melhor lugar para procurar são aglomerados estelares jovens. Mas como o nome diz, as estrelas estão aglomeradas, muito próximas, terrível para distinguir uma da outra. Por exemplo, uma das recordistas é R136a1 que teve massa estimada em 300 M☉ em 2010 mas em 2022 foi corrigida para 196 M☉ com dados de alta resolução do Gemini. Havia contaminação de estrelas vizinhas nos dados. E ainda restam incertezas neste valor.
Do ponto de vista teórico o desafio é definir o cenário de formação e estabilidade. Estrelas se formam por colapso de uma nuvem de gás. Quando a proto-estrela já é muito massiva, emite muita luz. No passado se acreditava que a pressão luminosa atrapalharia a queda, criando um limite de 40 M☉. Hoje sabemos que na verdade a matéria cai por um disco, permitindo a formação de objetos bem mais massivos.
Mas as estrelas podem crescer de massa por colisões e fusões nos centros de aglomerados. Este mecanismo, em princípio, pode gerar estrelas imensas. Aliás, estrelas nos centros destes aglomerados também podem crescer capturando gás que cai sobre elas.
Uma grande dificuldade teórica é que estrelas muito massivas, seja qual for a rota de formação, perdem dezenas de massas solares ao longo de sua vida na forma de ventos. A intensidade do processo depende da quantidade de metais na atmosfera, pois eles sentem maior pressão de radiação. Mas modelar este processo é extremamente complexo e há grandes incertezas. Aliás, este vento também cria armadilhas observacionais pois podemos estar medindo propriedades do vento ao invés da atmosfera da estrela e por isso errando nossas estimativas.
Seja como for, está ficando cada vez mais claro que não há um único valor para a massa máxima de uma estrela. Depende dos mecanismos de formação, de estabilidade e até da constituição química da nuvem que deu origem à estrela. Além disso, neste regime extremo, a massa é um valor que varia.
Prof. Alexandre Zabot
Referências
Figer, D. F. (2005). An upper limit to the masses of stars. Nature, 434, 192. ADS
Crowther, P. A. et al. (2010). The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M☉ stellar mass limit. MNRAS, 408, 731. ADS
Kalari, V. M. et al. (2022). Resolving the core of R136 in the optical. ApJ, 935, 162. ADS