Vimos que aquilo que mantém uma estrela acessa é a fusão nuclear, e que para ter fusão nuclear, precisa-se de temperaturas muito elevadas, porque só assim consegue-se fazer com que dois átomos de hidrogênio formem, ao se chocarem, um átomo de hélio, dois átomos de hélio se tornem um átomo de carbono e assim sucessivamente até que sejam formados elementos pesados que não conseguem realizar fusão nuclear.
Porém, nós sabemos que existem estrelas maiores e menores. É só olhar para o céu, à noite, que conseguiremos ver isso. Obviamente, estrelas maiores possuem mais hidrogênio e estrelas menores menos hidrogênio. Um fato interessante é que quanto mais maciça é uma estrela, menos ela vive. Por exemplo, uma estrela que tenha 10 vezes a massa do sol viverá apenas 1/1000 da vida do sol. Enquanto que medimos a vida de estrelas maciças em milhões de anos, a vida de estrelas pequenas é medida em dezenas de milhões ou até trilhões de anos. Todas as estrelas de pouca massa já criadas (o Universo forma estrelas há mais de 10 bilhões de anos) ainda estão na sua infância.
O tamanho de uma estrela não apenas influencia no seu tempo de vida, mas também determina como ela irá morrer. Quando uma estrela maciça morre, ocorre uma violenta explosão. Já as estrelas pequenas, estas se apagam vagarosamente.
Há 5 bilhões de anos, nosso Sol (que é uma estrela de pequena massa) queima lentamente seu estoque de hidrogênio, e os cientistas prevêem que este só acabará daqui a 5 bilhões de anos. Então, a fusão nuclear cessará e a gravidade começará a destruir a estrela. Uma estrela como o sol, para conseguir sobreviver nesse momento, precisa encontrar uma nova fonte de combustível. Ela começa a queimar o hélio produzido pela fusão nuclear do hidrogênio. Porém, para que o hélio consiga realizar fusão nuclear, é necessário que a temperatura seja elevada 10 vezes. O núcleo da estrela se superaquece, e quando atinge a temperatura de 180 milhões de graus celsius, a fusão do hélio começa. É como um jogador, que após perder todo o dinheiro, hipoteca sua casa para continuar jogando, porém, ao fazer isso ele só estará retardando o acontecimento do inevitável: a falência. E para uma estrela o inevitável é a morte. O estoque de hélio acaba em 100 milhões de anos (enquanto que o de hidrogênio durou por 10 bilhões de anos). Então, a estrela tenta fundir o hélio para transformá-lo em carbono, porém fracassa. Por causa do calor da queima do hélio, as camadas externas da estrela se expandem e ficam tão fracamente presas pela gravidade que começam a evaporar, fazendo com que a estrela libere "arrotos cosmicos" de plasma. A esta expansão denominamos "nebulosa planetária". Belas camadas de gás brilhante envolvendo um centro que morre. Este vídeo dá uma idéia de como a estrela libera essas camadas de gás:
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| Nebulosa Planetária Olho de Gato (Constelação do Dragão) |
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| Nebulosa Planetária do Esquimó |
A Estrela, neste momento, começa a cair sobre si mesma, cedendo à força da gravidade. A estrela começa a ser comprimida pela força da gravidade que, como vimos, tem por objetivo unir todas as coisas. Porém, a estrela, bem como todas as espécies de matéria do Universo, é formada por átomos, e átomos são formados por elétrons. Elétrons não "gostam" de ficar muito próximos uns dos outros ("cargas de mesmo sinal se repelem"), e quando são obrigados a ficar juntos começam a exercer pressão. Uma pressão que nós chamamos de "pressão degenerativa dos elétrons". É por causa desta pressão que nos momentos finais de sua vida a estrela deixa de ser esmagada pela gravidade. Ela esfria e tranforma-se em um objeto que chamamos de "anã branca". Uma anã branca é muito densa, tem aproximadamente 300 mil vezes a massa da Terra comprimida num volume do tamanho da Terra! Quando se torna uma anã branca, uma estrela como o Sol está no estágio final de sua vida, mas ainda não está morta. Continua a brilhar ainda por bilhões de anos. Elas estão gastando suas últimas economias. Para uma estrela do tamanho do sol, este será o fim, embora existam outras estrelas maiores que podem receber uma "ajudinha". Algo que poucas pessoas sabem é que geralmente estrelas são sistemas binários, ou seja, uma estrela geralmente tem uma companheira perto dela (o sol não possui), então a anã branca começa a sugar sua companheira e começa a aumentar sua massa. Agora, ela possui uma massa aproximadamente 40% maior que a massa do sol. Neste ponto, ocorre uma explosão catastrófica, tudo se queima num clarão ofuscante. À esta explosão chamamos de Supernova do tipo 1A.
Estrelas mais maciças originam Supernovas do tipo 2. Estas estrelas possuem de 8 à 10 vezes a massa do sol. Elas conseguem fundir o carbono (vimos anteriormente que estrelas pequenas não conseguem) e os elementos vão se acumulando em camadas no interior da estrela. No centro, ficam os elementos mais pesados. A estrela produz, através da fusão, um núcleo de ferro. Quando o núcleo de ferro possui a massa de aproximdamente um sol e meio, ele se torna instável e entra em colapso. Em menos de um segundo o centro da estrela é esmagado. Ele ricocheteia e colide com as camadas mais externas da estrela, que causa uma das maiores explosões do espaço. Forma-se assim uma supernova do tipo 2A. Segundo os cientistas, todo o ferro que temos no planeta Terra se originou destas explosões. Na verdade, todos os elementos mais pesados que o ferro derivam, direta ou indiretamente, de explosões de estrelas. Estes elementos foram expelidos no Cosmos por essas explosões gigantescas. À medida que esse material se espalhou pelo Universo, ele se tornou matéria prima para novos planetas, luas, novas estrelas e outros objetos ainda mais fantásticos.
É por isso que o astrônomo Carl Segan dizia que todos nós somos formados por poeira estelar, porque é dessas explosões que surgiu a matéria prima para a existência do nosso planeta.
Os elementos do seu corpo mais pesados que hidrogênio e hélio, não só genérica, mas especificamente, vêm de estrelas mortas há muito tempo. O cálcio em seus ossos, o oxigênio que você respira, o ferro nas hemácias, o carbono na maioria das suas células, tudo isso foi criado nas estrelas por reações nucleares e então lançadas por supernovas.
Enquanto a explosão de uma supernova do tipo 2 ejeta no espaço elementos pesados, o seu núcleo permanece intacto. Destruí-lo é tarefa da gravidade. Para que o núcleo fique menor que uma anã branca, a gravidade precisará eliminar aquela estranha força da qual falamos anteriormente, a Pressão Degenerativa dos elétrons. A gravidade anula a força de repulsão existente entre os elétrons, combinando elétrons com protóns e formando partículas sem carga elétrica, as quais denominamos nêutrons. Com os nêutrons formados, a gravidade começa a agir, fazendo com que a estrela fique cada vez menor, porém os nêutrons também se repelem, então a estrela não consegue uní-los completamente. Surge aí um objeto estável, menor e mais denso: a estrela de nêutrons. Estrelas de nêutrons são muito pequenas, podem ter apenas 17 km de diâmetro. Uma colher de chá da substância que forma uma estrela de nêutrons pesaria 1 bilhão de toneladas! Ficar de pé em uma estrela de nêutrons seria meio desconfortável: uma pessoa que na Terra pesa 70 kg em uma estrela de nêutrons pesaria 10 bilhões de toneladas! Seria esmagada na superficie da estrela. As estrelas de nêutrons giram muito rápido, em alguns casos até centenas de vezes por segundo... Foi a rapidez desse giro que permitiu aos astrônomos identificar as estrelas de nêutrons. Elas possuem um elevado campo magnético. Esse campo magnético, em conjunto com os giros, faz com que elétrons caminhem pelo eixo do campo magnético, e esses elétrons acelerados emitem luz. Eles produzem um raio de luz que podemos observar quando cruza nossa visão. Esse objeto é chamado de pulsar.
Algumas estrelas de nêutrons, porém, não suportam o peso de sua desintegração. A gravidade vai esmagá-las ainda mais, e transformá-las em um objeto de densidade e fascínio infinitos: o Buraco Negro. Aguarde a próxima postagem.
Lucas de Lima
Lucas de Lima
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