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Um ciclo da vida e da morte no céu

Análise sobre o ciclo de vida de uma estrela.

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

Seqüência principal é o nome que os astrofísicos dão ao conjunto das estrelas que estão na mais importante fase da sua vida: aquela em que queimam hidrogênio e corresponde à sua juventude. Logo que nascem, as estrelas começam a adquirir as características próprias da seqüência principal; e se diz que elas saem da seqüência para a morte. Entre um extremo e outro, elas têm características variadas, e isso as coloca em diferentes regiões de um grande diagrama, conhecido pela sigla H-R (SUPERINTERSSANTE de outubro).

As equações matemáticas não conseguem ainda diagnosticar bem o pré-natal e a agonia mortal de uma estrela. Não se sabe, por exemplo, como as nuvens frias, como a do Saco de Carvão, ao pé do Cruzeiro do Sul, ficam grávidas de estrelas. Sabe-se que a “placenta” estrelar é composta de gás, poeira e moléculas diversas, como o monóxido de carbono (CO) e a água (H20), a temperaturas próximas ao zero absoluto.
Com o tempo, em certos pontos dessa massa, se formam glóbulos um pouco mais densos e daí para a frente a força da gravidade se encarrega de conduzir o processo de gestação até o “parto”. Primeiro, a força da gravidade faz a matéria despencar para o centro do glóbulo e a energia gravitacional é transformada em energia de movimento (ou cinética). Esta, por sua vez, se transforma em energia térmica (calor) devido às colisões entre os átomos no centro do glóbulo.

O coração quente da estrela emite luz (energia luminosa) na faixa infravermelha. Assim, a nuvem esconde em seu ventre o coração aquecido de um bebê estrela que está para nascer. O astrônomo, à semelhança de um obstetra, só pode vê-la indiretamente, por meio de ondas como o infravermelho ou rádio. O parto da estrela é rapidíssimo comparado à duração de sua vida, mas longo demais para ser acompanhado por nós, micróbios cósmicos. As estrelas do tipo T Tauri estão na fase final de contração, chegando à Seqüência Principal. Elas já emitem luz visível, mas ainda estão envoltas na “placenta” estelar. As Plêiades já podem ser chamadas de estrelas. Dizemos que uma estrela nasceu quando seu coração já atingiu 10 milhões de graus, e se acenderam as reações de fusão do hidrogênio.

A energia liberada pela fusão nuclear contrabalança a contração gravitacional e a massa estelar atinge o equilíbrio. A esta altura, ela está na Seqüência Principal, onde permanecerá 90% de sua existência. O Sol está nessa fase de vida há 5 bilhões de anos. Mas, como mostrou o físico brasileiro Mário Schenberg, depois que a estrela queima 10 a 15% de suas reservas de hidrogênio, o equilíbrio de forças sofre um abalo. O caroço central entra em ligeiro colapso, gerando muito calor e luz: logo, o corpo da estrela se expande. As camadas gasosas da superfície se esfriam, fazendo a estrela tornar-se uma gigante vermelha, como Antares, Aldebaran e Betelgeuse. A partir daí, a estrela não tem mais muito tempo de vida.

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O Sol começará a sair da Seqüência Principal daqui a 5 bilhões de anos. Em mais 800 milhões de anos, ele já terá engolido Mercúrio e Vênus; será cerca de 100 vezes maior e mil vezes mais luminoso que hoje. A luz e o vento solar varrerão da Terra todos os seus gases e líquidos, calcinando sua superfície. Os descendentes da espécie humana poderão encontrar abrigo em torno de Júpiter ou Saturno. Suas luas, que hoje são de gelo, se tornarão bolas de água e em pouco tempo serão vaporizadas. O futuro da humanidade é navegar através do vácuo cósmico. Isso vale para todas as “humanidades” que porventura orbitem outras estrelas: mais dia, menos dia, todas elas acabarão desmanchando a fina teia da vida que alimentaram à sua volta.

As estrelas pequenas, como o Sol, têm uma morte tranqüila. Depois da fase de queima de hidrogênio, passam a fundir o hélio, produzindo o carbono. Em pouco tempo, elas começam a pulsar, como as estrelas do tipo RR Lyrae. Isso acaba por expelir suas camadas superficiais, formando as belíssimas nebulosas planetárias, como a Nebulosa Saturno (NGC 7009). A partir daí, a pequena gravidade da estrela não consegue produzir reações nucleares com elementos químicos mais pesados. A força da gravidade ganha a luta, comprimindo a estrela até ela ficar do tamanho da Terra, como a companheira de Sirius, que é uma anã branca. Um chiclete de matéria de uma estrela desse tipo tem a massa de 100 toneladas! A anã branca esfria e vira uma anã negra.

A morte de uma grande estrela é completamente diferente. Ela ultrapassa a fase de fusão do hélio, construindo todos os átomos pesados que conhecemos: carbono, nitrogênio, oxigênio, ferro, ouro, urânio, como sonhavam os alquimistas. Quando o coração de uma grande estrela entra em crise de energia, a morte é instantânea. Com o fim das reações de fusão nuclear, a falta de pressão interna provoca o colapso de todo o corpo da estrela sobre seu centro. A energia gravitacional gera tanto calor, que ela arrisca torrar os preciosos elementos químicos que gerou. Uma cadeia de reações nucleares explode a estrela inteira, fazendo-a brilhar como bilhões de sóis. São as chamadas supernovas. A força da luz ganha da gravidade e esparrama pelo meio interestelar as entranhas das estrelas, ricas em elementos químicos pesados. As gerações subseqüentes de estrelas formadas desse material, poderão, portanto, gerar planetas rochosos como a Terra, capazes de desenvolver vida como a nossa.

Temos, portanto, duas ligações vitais com as estrelas: as grandes geram a nossa matéria e as pequenas a alimentam com energia por tempo suficiente para a vida poder armar sua complexa teia. Temos muito que aprender com elas. No céu, a morte gera vida. A matéria deixa de ser estrela para gerar seres com olhos para enxergá-la.

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Os cadáveres das estrelas são tantos que o céu mais parece um grande cemitério. São as anãs brancas, estrelas cataclísmicas, pulsares e buracos negros.

Como no caso humano, uma autópsia astronômica revela muito sobre como viveu o morto.

Todas as anãs brancas, por exemplo, tinham menos que 1,4 massa solar ao morrerem. A Física da matéria superdensa mostra que o mar de elétrons que suporta a estrutura de uma anã branca não agüenta um peso maior que esse. Algumas anãs brancas formam um par com uma estrela normal, sugando seus gases e gerando explosões cataclísmicas. Esses fenômenos canibalescos são as chamadas explosões de novas (que são velhas, portanto).

Quando a matéria superdensa ultrapassa o limite de 1,4 massa solar, os prótons engolem os elétrons, transformando-se em nêutrons. A anã branca colapsa até ficar com poucos quilômetros de raio e densidade de 100 milhões de toneladas por centímetro cúbico. Se a massa, nesse estágio, for menor que 2,5 massas solares, o colapso é barrado. Os nêutrons ficam tão próximos que entra em ação a repulsão de spin, uma das mais poderosas forças dentre as partículas. O cadáver estelar vira, então, uma estrela de nêutrons, como o caso dos pulsares e fontes de raios X penetrantes.

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Se a estrela, depois de morta, tiver mais que 2,5 massas solares, nem a repulsão de spin dos nêutrons consegue suportar o peso. O corpo da estrela desaba sobre si mesmo indefinidamente, em direção ao centro. Ela deixa à sua volta uma superfície de gravidade infinita, uma espécie de buraco, que engole até a luz. Forma-se assim um buraco negro. Entre os buracos negros estariam o de Cisne X-1 e de muitas outras fontes de raios X, como os quasares. Não temos, porém, provas definitivas de que os buracos negros realmente existam.

Além de estudar as estrelas como indivíduos, a Astrofísica se interessa pelas suas relações em populações. A sociologia e a arqueologia das estrelas, entretanto, é uma grande história a ser contada em outra oportunidade.

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