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Retrato de família em escala cósmica

Explicações sobre a luminosidade do Sol e das estrelas.

Por Da Redação Atualizado em 31 out 2016, 18h36 - Publicado em 30 set 1992, 22h00

Até bem pouco tempo, a verdadeira natureza das estrelas era um enigma indecifrável. A maravilha do céu estrelado serviu, durante milênios, para mapear o espaço e o tempo em grande escala. Apesar disso, era muito difícil devassar aqueles incontáveis pontinhos de luz, todos iguais, cuja estrutura não se mostra nem mesmo através de possantes telescópios. Hoje sabemos que o mundo das estrelas é tão variado quando o mundo das plantas. É incrível que os astutos sábios do passado não tenham se dado conta de que tinham diante do nariz um exemplar típico de fauna estrelar: o Sol. A estrela Sol está tão próxima que sua anatomia pode ser estudada em detalhes, mesmo sem o auxílio de telescópios.

O dado mais importante do Sol é sua potência luminosa. Ele emite energia na quantidade de 40 bilhões de megatons a cada segundo – luminosidade que lhe permite ser visto a olho nu até a 20 anos-luz (1 ano-luz vale 9,5 trilhões de quilômetros). Outro dado que distingue o Sol é a sua massa, 700 vezes maior que a de todos os planetas juntos. O Sol não se resume àquela bola brilhante que estamos acostumados a ver. Toda a energia solar nasce no seu caroço central, que é poucas vezes maior que a Terra. Aí, reações nucleares fundem átomos de hidrogênio até transformá-lo em hélio, de modo análogo ao que ocorre numa bomba H. a cada segundo, 600 milhões de toneladas de hidrogênio são convertidos em hélio 4 milhões de toneladas de matéria são aniquilados e transformados em energia de acordo com a famosa equação de Einstein: E = mc². A energia que sai das reações tem forma de luz e de neutrinos. Os neutrinos são partículas elementares, por não terem carga elétrica nem massa, escapam livremente para o espaço. Os detectores de neutrinos têm medido menos neutrinos que o calculado. Não sabe ainda se o problema está nas medias ou na teoria; isto ficará claro quando forem construídos telescópios de neutrinos que mostrarão diretamente a imagem do reator central de fusão nuclear.

A luz, ao contrário dos neutrinos, é espalhada de um lado para outro nas camadas gasosas que envolvem núcleo – uma partícula de luz só escapa para o espaço depois de ricochetear 1 milhão de anos nas entranhas do Sol. A última casca ou camada do Sol a espalhar a luz visível é chamada fotosfera e constitui a bola luminosa que estamos acostumados a ver. É nela que se situam as manchas solares, origem das explosões solares. Essas erupções têm pequeno impacto para o Sol. São como a acne juvenil para um adolescente. Os radiotelescópios e telescópios de raios X mostram outras camadas mais externas e mais tênues: a cromosfera e a coroa. Dessa tênue atmosfera se desprende o vento solar, um jorro de radiação e partículas que atravessa todo o espaço interplanetário e chega até o meio interestelar. Nós estamos, portanto, dentro do corpo do Sol. Todas as estrelas têm ventos. As luminosas Wolf-Rayet, por exemplo, perdem bilhões de vezes mais massa que o Sol. Assim, em vez de pontos luminosos, as estrelas devem ser vistas como imersas bolhas de gases. No vento estrelar, submergem os planetas. Em direção ao centro, as camadas gasosas se adensam até formar o pequeno e poderoso coração de energia nuclear.

Mas, o que pode ser realmente medido dos outros longínquos sóis? A cor é a informação mais simples de se obter. Ela faz o papel de termômetro por indicar a temperatura da superfície. Estrelas vermelhas como Antare (no Escorpião) têm cerca de 3500 graus: as amarelas como o Sol, 6000 graus: as brancas como Sírius (Cão Maior) têm 10000 graus: e as azuis como Shaula (Escorpião), 20000 graus. Note que o azul está associado às altas temperaturas e o vermelho, às baixas. Bem ao contrário da simbologia tradicional, em que o vermelho é quente e o azul, frio. Outra característica importante é a potência luminosa, mas não é fácil conhecê-la. Para isso, é precioso medir a distância das estrelas e corrigir o brilho que elas aparentam por estar diferentes distâncias.

Contando apenas com esses dois dados, os ingleses Ejnar Hertzsprung e Henry N. Russell, brincando com números estrelares, acabaram descobrindo a peça-chave da Astrofísica moderna, o chamado diagrama H-R (veja quadro). Note que a maioria das estrelas ocupa uma faixa estreita, denominada seqüência principal: Spica (Virgem), Shaula (Escorpião), Algo (Perseu), Veja (Lira), Sirus A (Cão Maior), Alfa do Centauro A, Sol e Estrela de Barnard (Ofiúco). Por que estariam 90% das estrelas confirmadas nessa faixa? O brilhante físico brasileiro Mário Schenberg mostrou que uma estrela permanece nela até queimar cerca de 10% de suas reservas de hidrogênio, o que compreende 90% de sua existência.

Na seqüência principal vale uma propriedade muito especial: a luminosidade é proporcional {a massa estrelar. Isso se explica de maneira relativamente simples, pois quanto maior a massa, maior a gravidade a comprimir o gás estrelar em direção ao centro. É a gravidade que espreme a estrela, fazendo-a jorrar luz. E se não houvesse uma força oposta, agindo de dentro para fora, a massa de gás implodiria. Tal força é produzida pela pressão da luz que escapa como mostrou o inglês Arthur Eddington, em 1927. Assim, toda a arquitetura interna de uma estrela é sustentada pelo equilíbrio entre a gravidade e a pressão luminosa. Se uma estrela é compacta, por exemplo, também é pouco luminosa. Sua massa não gera força para espremer muita luz.

Outro exemplo são estrelas que se expandem quando estão na FAE mais energética, e encolhem quando perdem o brilho. Até parece gente. Mas é interessante notar que não existem estrelas acima de certo limite para a massa, equivalente a 100 vezes a massa do Sol. Além desse patamar, a pressão da luz supera a força da gravidade. Como resultado, a estrela se desintegra. Assim no céu como na terra, esse é o destino das “superstars”: o excesso de brilho pode ser mortal! Por outro lado, com muito pouco energia, ninguém vira estrela! Se a massa é menor que 0,05 massa solar, ela não consegue fundir o hidrogênio. A bola gasosa esfria, se contrai e acaba virando um apagado planeta. As anãs marrons estariam no limite entre estrela e planeta. Existem indicações de que a população de anãs marrons é milhares de vezes mais numerosa que a de estrelas de 1 massa solar. Apesar da intensa caçada, entretanto, os astrônomos não conseguiam ainda exibir um único desses espécimes limítrofes.

A seqüência principal tem outras lições importantes pra nos dar acerca da economia de energia das estrelas. Tomemos como exemplo uma estrela de 10 massas solares. Antes de mais nada, ela é 10000 vezes mais luminosa que o Sol. Imagine, porém, que ela e o Sol fossem dois jogadores em um cassino desses que aparecem nos filmes da série Guerra nas Estrelas. Seu dinheiro são suas massas; suas apostas são suas luminosidades. Nesse caso, embora a radiante companheira do Sol seja dez vezes mais rica, acabará ficando sem grana mil vezes mais depressa! Em outras palavras, as estrelas mais pesadas vivem muito menos tempos que as mais leves.

Depois da rendondez da Terra, esta é uma das maiores certezas dos astrofísicos. A seqüência principal atesta que a massa é o parâmetro decisivo no mundo das estrelas. O conceito de massa, criado por Newton para descrever o movimento dos corpos, extrapolou assim os limites do sistema solar e acabou dando vida às estrelas. O diagrama H-R mostra as estrelas congeladas no tempo – como um retrato de família. Como calcular a idade ET traçar o destino de cada um de seus membros do nascimento até a morte, é o assunto que abordaremos no próximo número de SUPERINTERESSANTE.

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