Nascimento, Vida e Morte das Estrelas 257

Nascimento, Vida e Morte das Estrelas 257

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Nascimento, vida e mortedas

20 • CiênCia Hoje • vol. 43 • nº 257 a s trono mia

Pensar o porquê da existência das estrelas está presente em todas as culturas, independentemente do credo, da época ou da geografia. As estrelas nascem e seguem uma evolução natural, a qual pode levá-las a passar por todas as fases de uma vida: do embrião, à infância e à adolescência até a idade adulta e a velhice, completando todo um ciclo evolutivo.

Como na natureza viva, o mundo estelar é também composto de uma enorme diversidade. Sua evolução não é linear, e muitos eventos podem mudar radicalmente seu curso, como acontece na própria história da vida.

O melhor dos vácuos

O espaço entre as estrelas, o qual denominamos meio interestelar, não é vazio. Pelo contrário, esse meio – mesmo sendo muito mais rarefeito que o melhor vácuo já produzido em laboratório – é preenchido por gás e poeira. Essa matéria encontra-se em lugares específicos dentro das galáxias, as quais representam as estruturas unitárias básicas do universo. As galáxias, elas mesmas, são constituídas de bilhões de estrelas e de quantidades consideráveis de gás e poeira. março de 2009 • CiênCia Hoje • 21

Na vida, quase tudo parece depender das estrelas.

Ou melhor, tudo em nossas vidas depende efetivamente de um desses corpos celestes: o Sol, nossa estrela central. Basta lembrar que a vida existe, porque existe a luz do Sol. Apesar disso, muitas vezes, imaginamos que as estrelas, sempre cantadas em prosa e versos, servem apenas para alimentar nossos sonhos.

Conhecer como nascem, vivem e morrem as estrelas é conhecer como surge a luz, bem como tudo aquilo que dá origem e serve de sustentação à vida.

Essas questões, portanto, ligam a natureza do universo às próprias raízes da gênese humana.

José renan de medeiros

Departamento de Física Teórica e Experimental, Universidade Federal do Rio Grande do Norte fases de uma vida: do embrião, à infância e à adolescência até a idade adulta e a velhice, completando todo um ciclo evolutivo.

Como na natureza viva, o mundo estelar é também composto de uma enorme diversidade. Sua evolução não é linear, e muitos eventos podem

Nascimento, vida e mortedas

Pensar o porquê da existência das estrelas está presente em todas as culturas, independentemente do credo, da época ou da geografia. As estrelas nascem e seguem uma evolução natural, a qual pode levá-las a passar por todas as

Pensar o porquê da existência das estrelas pendentemente do credo, da época ou da geografia. As estrelas nascem e seguem uma evolução natural, a qual pode levá-las a passar por todas as estrelas

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O meio interestelar não é uniforme nem homogêneo, mas é bastante frio. Nesse meio, encontram-se as nuvens moleculares, compostas principalmente de hidrogênio molecular (H2), podendo conter também moléculas orgânicas à base de carbono. O tamanho dessas nuvens varia de dezenas a centenas de anosluz, e suas massas alcançam entre 100 mil e vários milhões de vezes a do Sol. Cada ano-luz, para se ter uma ideia, equivale a 9,5 trilhões de km.

Embrião estelar

As condições especiais que levam ao nascimento de uma estrela estão associadas a eventos externos às nuvens moleculares: i) a explosão de uma estrela nas vizinhanças de uma nuvem; i) oscilações em larga escala na região onde a nuvem se encontra.

Esses dois fenômenos podem provocar, no interior da nuvem, flutuações de densidade que irão se comportar como centros de atração gravitacional, passando a atrair a matéria circundante. Em torno desses centros atratores, a matéria irá se concentrar cada vez mais, fazendo a densidade aumentar consideravelmente.

A essa altura, a massa do gás ali presente já representa um embrião de estrela, também chamado protoestrela, que irá começar seu desenvolvimento. Mas, como na natureza viva, nada indica, de forma absoluta, que dali nascerá uma estrela. Isso vai depender inicialmente do tamanho da massa condensada, a qual não pode ser nem muito grande, nem muito pequena.

Os embriões estelares, agora já compactos e densos, continuam crescendo cada vez mais em massa, à medida que recebem mais e mais matéria

Figura 1. Conhecidas como ‘Pilares da Criação’, essas colunas de gás e poeira, que ocupam a região central da Nebulosa da Águia, a cerca de 7 mil anos-luz da Terra, são um dos mais famosos berçários de estrelas conhecidos. No topo da coluna da esquerda, o ponto azul representa uma jovem estrela de massa quatro a cinco vezes a do Sol

março de 2009 • CiênCia Hoje • 23 das regiões em torno deles. A região central do embrião, seu núcleo, continua se contraindo devido à atração gravitacional, e a temperatura vai se elevando. Essa fase de contração continuará até o momento em que a matéria se torne tão densa e tão quente que reações nucleares envolvendo o hidrogênio possam ocorrer.

Como a bomba H

No caso particular de um embrião estelar cuja massa seja igual à do Sol, quando as temperaturas no núcleo atingem cerca de 12 milhões de kelvins, átomos de hidrogênio começam a se fundir, por meio de um processo chamado fusão termonuclear, que consiste na aglutinação dos núcleos de dois átomos, para formar um terceiro, mais pesado.

As reações termonucleares (ou simplesmente fusão nuclear) produzem uma energia extraordinária. O mais simples desses processos é a fusão de dois átomos de hidrogênio (H) para formar um átomo de hélio (He). Trata-se, na realidade, do mesmo processo usado na produção de bombas de hidrogênio (ou bombas H). Porém, nesse caso, em uma escala infinitamente menor que aquela que ocorre no interior de uma estrela.

A massa de um átomo de hélio obtido por fusão é sempre menor que aquela dos dois átomos de hidrogênio que lhe deram origem. Parte significativa da massa resultante dessa diferença é transformada em energia, segundo a conhecida fórmula do físico Albert Einstein (1879-1955): E = mc2, na qual E é a energia; m, a massa; e c, a velocidade da luz no vácuo (300 mil km/s), que, no caso, está elevada ao quadrado. Essa relação matemática nos diz que uma massa diminuta pode gerar quantidades assombrosas de energia, como ocorre nas bombas atômicas, por exemplo.

Nas estrelas, essa energia é irradiada para fora do núcleo, e parte dela vai aquecer o próprio gás que o envolve, sendo depois irradiada novamente para regiões cada vez mais externas.

Nasce uma estrela

As reações nucleares na região mais central da protoestrela elevarão sua temperatura até cerca de 16 milhões de kelvins. Quando a pressão do gás nessa região atinge cerca de 2,7 bilhões de atmosferas (a pressão ao nível do mar, na Terra, vale 1 atmosfera!), as condições são suficientes para que esse núcleo possa sustentar o peso das camadas mais externas, as quais, devido à gravidade, continuam a comprimir o gás.

A massa da protoestrela, como um todo, incluindo as regiões do núcleo e das camadas mais externas, atinge um estado de equilíbrio que será mantido devido à fusão constante do hidrogênio, que se estenderá por bilhões e bilhões de anos, até a exaustão desse átomo no núcleo estelar. Nesse momento, a contração gravitacional cessa, e a luminosidade da estrela torna-se perene. Podemos, afinal, afirmar que, efetivamente, nasceu uma estrela!

Assim, da grande nuvem molecular que se fragmentou em inúmeros pedaços, devido às flutuações em sua densidade, poderá se formar um grande número de estrelas (figura 1), desde que os embriões tenham as massas necessárias.

As estrelas, na realidade, são objetos bastante sociáveis no início de suas vidas: elas nascem quase simultaneamente em grandes grupos, chamados aglomerados estelares, todas apresentando características e propriedades similares. Só muito mais tarde elas poderão se separar umas das outras, para viverem de forma solitária, em duplas ou em pequenos grupos.

Algumas estrelas, entretanto, permanecerão por toda a vida nos aglomerados.

Infância e vida adulta

A menos que aconteça algum acidente de percurso – que, em algumas situações, pode ser mortal para uma recém-nascida –, as estrelas atravessarão toda a infância e a idade adulta sem grandes distúrbios. Mas isso vai depender da massa de cada uma delas e das condições ambientais, ou seja, se vivem sozinhas ou associadas a outras. No mundo cósmico, em particular no estelar, viver de forma solitária pode representar menos perigo para a vida.

Quanto maior for a massa de uma estrela, mais breve será sua infância e sua vida adulta. Em sentido inverso, quanto menor a massa, mais ela viverá em condições normais. Essas duas fases, infância e idade adulta, estão associadas à quantidade de hidrogênio que há na estrela. Quando cerca de 10% a 20% da massa total de hidrogênio for consumida, a pressão no núcleo estelar já terá aumentado o bastante para romper o equilíbrio no qual a estrela viveu até aquele momento.

Tentando restabelecer esse equilíbrio, o núcleo irá se contrair e provocar um aumento da temperatura central. Isso resultará em um aumento da taxa de reações nucleares e, portanto, da produção de energia. Em consequência, as camadas mais externas da estrela irão se expandir, levando a um aumento de seu raio e de sua luminosidade. Nesse momento, pode-se afirmar que a fase que vai da infância ao topo da vida adulta completou-se. Para uma estrela

24 • CiênCia Hoje • vol. 43 • nº 257 a s trono mia como o Sol, essa fase se estende por cerca de 10 bilhões de anos, com uma produção de energia praticamente constante.

Diversidade cósmica

Pode-se falar de quatro grandes grupos taxonômicos no mundo estelar: as estrelas anãs, as subgigantes, as gigantes e as supergigantes. Em cada um desses grupos, as estrelas podem ainda ser classificadas em azuis, amarelas e vermelhas. Aquelas mais quentes apresentam cores azuis; as de temperaturas intermediárias são amarelas; as mais frias têm tons avermelhados. Entretanto, mesmo no interior de um desses grupos, há uma enorme diversidade de tamanhos.

O Sol é uma estrela anã. Como ele, bilhões e bilhões de outros sóis existem na Via Láctea, a galáxia que abriga o sistema solar. Algumas estrelas são tão parecidas com o Sol que se criaram duas outras categorias de estrelas: i) as análogas solares, que são estrelas muito parecidas com o Sol; i) as gêmeas solares, que são aquelas idênticas ao Sol.

Quando as estrelas chegam à fase terminal da vida, a diversidade estelar é ainda mais ampla. Aqui, surge outra fauna cósmica: as nebulosas planetárias, as novas, as supernovas, as estrelas de nêutrons, os pulsares, as anãs brancas e até os buracos negros. As estrelas, mesmo em um determinado grupo taxonômico, podem apresentar diversidade em relação a outras características físicas importantes, como a rotação. Na realidade, todas as estrelas estão em um eterno estado de rotação, às vezes girando de forma magistralmente rápida, como no caso dos pulsares; às vezes, lentamente, como as gigantes vermelhas.

A morte de um astro

Depois de concluir as etapas básicas de produção dos átomos e a organiza - ção nuclear – fato que se dá ao longo da fase de gigante vermelha –, a usina nuclear estelar atinge seu nível máximo de produção de energia. É exatamente o excesso de energia nuclear em seu núcleo que levará a estrela à morte, a qual dependerá de sua massa e do ambiente em que vive.

Para estrelas com massas bem maiores que a do

Sol, a morte acontecerá na forma de uma explosão catastrófica. A tragédia anuncia-se quando a temperatura no núcleo atinge cerca de 5 bilhões de kelvins. Para compensar a enorme perda de energia – devido ao altíssimo fluxo de neutrinos (partícula subatômica extremamente fugidia) para o mundo exterior –, a estrela começa a se contrair cada vez mais rapidamente, até que a matéria das camadas mais externas cairá em queda livre sobre o núcleo, provocando seu colapso. Esse fenômeno levará a uma extraordinária explosão.

A estrela acaba de morrer, e esse acontecimento é chamado supernova (figura 2), cujo brilho poderá aumentar em até um bilhão de vezes, tornando a estrela temporariamente tão brilhante quanto uma galáxia. A massa da estrela será precipitada para longe, com velocidades de milhares de quilômetros por segundo. Ao longo de um período que pode se estender de meses a anos, essa matéria – distribuída no espaço com uma geometria que lembra cascas de cebola –, irá se diluir e esfriar, mas agora enriquecida dos átomos produzidos na usina nuclear estelar ao longo da vida desse astro.

Figura 2. A nebulosa de Caranguejo, resultado de uma supernova (explosão de uma estrela no final de sua vida) observada no ano de 1054, tem cerca de 10 anos-luz de extensão. Em seu centro, habita uma estrela de nêutron tão maciça quanto o Sol, porém com diâmetro na casa de dezenas de km

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Rochedo de carbono

As estrelas de massas parecidas com a do Sol não atingem jamais as temperaturas colossais necessárias para uma explosão catastrófica. Após a fase gigante vermelha, elas perdem suas camadas mais externas, que levam para o espaço interestelar os produtos atômicos que ela produziu, deixando apenas uma estrela de brilho intenso no centro, rodeado de imensas nuvens.

A matéria assim ejetada será ionizada pela radiação emitida pela estrela central. Essa matéria também começará a emitir luz (figura 3). Inúmeras nebulosas dessa natureza, quando observadas, aparentam-se a pequenos discos parecidos com planetas. Daí, serem chamadas nebulosas planetárias. As estrelas centrais dessas nebulosas têm temperaturas entre 30 mil e 150 mil kelvins em suas superfícies. Elas irão se contrair e formar um objeto extremamente denso, chamado anã branca.

Nessa fase, não há mais combustível nuclear para alimentar a estrela, que vai se esfriar lentamente, emitindo, sob forma de luz, os restos do calor de seu interior. Em pouco tempo, ela se tornará um cadáver de estrela, sem luz e sem vida, tendo a forma de um colossal e arredondado rochedo de carbono.

Canibal solitária

Outra forma de morte no mundo estelar pode acontecer em sistemas binários com uma forte interação física, ou seja, quando duas estrelas girando uma em torno da outra interagem tão fortemente que pode haver troca de matéria entre elas. Nesses binários, uma das componentes do sistema pode canibalizar a outra. Nesse fenômeno, chamado coalescência estelar, a maior parte da massa da estrela que morre é transferida para sua companheira, inclusive seus produtos atômicos, levando a estrela-canibal a crescer em massa e apresentar características atômicas da estrela engolida.

A estrela-canibal segue, a partir daí, uma vida solitária, obedecendo à mesma sequência evolutiva de qualquer outra estrela que tenha sua massa.

Vida e poeira

Assim, é extraordinário perceber que, da ação catalisadora que transforma o hidrogênio em hélio, ao longo da vida de uma estrela, surgirão inúmeros elementos, entre os quais o carbono, o nitrogênio e o oxigênio, todos com um papel essencial na elaboração das moléculas da vida.

Definitivamente, apesar de serem mundos absolutamente hostis, as estrelas são a fonte da vida. Definitivamente, o ser humano é poeira de estrelas! sugestões para leitura

MEDEIROS, J. R. de.

Meu céu, o céu de cada um, céu de todos nós (São Paulo: Zian Editora, 2006).

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