Há algo sobre eles que intriga a todos nós. Muitas religiões da humanidade podem estar ligadas ao culto a essas velas celestes. Para os egípcios, o sol era representativo do Deus Rá, que a cada dia vencia a noite e trazia luz e calor às terras. Para os gregos, foi Apolo quem dirigiu sua carruagem flamejante pelo céu, iluminando o mundo. Mesmo no cristianismo, pode-se dizer que Jesus é representativo do sol, dadas as características marcantes que sua história mantém com crenças e figuras astrológicas antigas. De fato, muitas das crenças antigas seguem um caminho semelhante, todas ligadas à origem da adoração ao sol e às estrelas.
A humanidade prosperou fora das estrelas no céu noturno porque reconheceu uma correlação no padrão em que certas formações estelares (conhecidas como constelações) representavam momentos específicos do ciclo anual. Uma delas significava que logo ficaria mais quente, o que levaria ao plantio de alimentos. As outras constelações predisseram a chegada de um
período mais frio, para que você pudesse começar a armazenar alimentos e recolher lenha. Avançando na jornada da humanidade, as estrelas se tornaram uma maneira de navegar. Navegar pelas estrelas era a maneira de se locomover, e devemos nossa exploração precoce ao nosso entendimento das constelações. Por muitas dezenas de milhares de anos que os olhos humanos olharam para o céu, não foi até recentemente que começamos a entender o que as estrelas realmente eram, de onde elas vieram e como elas viveram e morreram. É isso que discutiremos neste artigo. Venha comigo enquanto nos aventuramos profundamente no cosmos e testemunhamos a física em letras maiúsculas, enquanto falo sobre como uma estrela nasce, vive e acaba morrendo.
Começamos nossa jornada viajando pelo universo em busca de algo especial. Procuramos uma estrutura única, onde estejam presentes as circunstâncias e os ingredientes certos. Estamos procurando o que os astrônomos chamam de nebulosa escura. Tenho certeza que você já ouviu falar de nebulosas antes e sem dúvida as viu. Muitas das imagens surpreendentes que o Telescópio Espacial Hubble obteve são de belas nuvens de gás, brilhando no cenário de bilhões de estrelas. Suas cores variam de vermelho escuro a azuis vibrantes e até alguns verdes assustadores. Este não é o tipo de nebulosa que estamos procurando. A nebulosa de que precisamos é escura, opaca e muito, muito fria.
Você pode se perguntar: "Por que estamos procurando algo escuro e frio quando as estrelas estão brilhantes e quentes?"
De fato, isso é algo que parece intrigante a princípio. Por que algo precisa ser frio primeiro antes de ficar extremamente quente? Primeiro, devemos cobrir algo elementar sobre o que chamamos de Meio Interestelar (ISM), ou o espaço entre as estrelas. O espaço não está vazio, como o próprio nome indica. O espaço contém gás e poeira. O gás a que nos referimos principalmente é o hidrogênio, o elemento mais abundante no universo. Como o universo não é uniforme (a mesma densidade de gás e poeira em cada metro cúbico), existem bolsões de espaço que contêm mais gás e poeira do que outros. Isso faz com que a gravidade manipule esses bolsos para se unir e formar o que vemos como nebulosas. Muitas coisas são necessárias para a formação dessas diferentes nebulosas, mas a que procuramos, uma nebulosa escura, possui propriedades muito especiais. Agora, vamos mergulhar em uma dessas nebulosas escuras e ver o que está acontecendo.
À medida que descemos pelas camadas externas desta nebulosa, percebemos que a temperatura do gás e da poeira é muito baixa. Em algumas nebulosas, as temperaturas são muito quentes. Quanto mais partículas se chocam, excitadas pela absorção e emissão de radiação externa e interna, significam temperaturas mais altas. Mas nesta nebulosa escura, o oposto está acontecendo. As temperaturas estão diminuindo ainda mais na nuvem que chegamos. A razão pela qual essas nebulosas escuras têm propriedades específicas que funcionam para criar um ótimo viveiro estelar tem que lidar com as propriedades básicas da nebulosa e o tipo de região em que a nuvem existe, que tem alguns conceitos difíceis associados que não ilustrarei completamente aqui. Eles incluem a região em que as nuvens moleculares se formam, chamadas regiões de hidrogênio neutro, e as propriedades dessas regiões precisam lidar com os valores de rotação do elétron, juntamente com as interações do campo magnético que afetam os referidos elétrons. As características que irei cobrir são o que permite que essa nebulosa específica esteja madura para a formação de estrelas.
Excluindo a ciência complexa por trás do que ajuda a formar essas nebulosas, podemos começar a abordar a primeira questão de por que devemos ficar mais frios para ficar mais quentes. A resposta se resume à gravidade. Quando as partículas são aquecidas ou excitadas, elas se movem mais rapidamente. Uma nuvem com energia suficiente conterá muito impulso entre cada uma das partículas de poeira e gás para que ocorra qualquer tipo de formação. Por exemplo, se os grãos de poeira e os átomos de gás estiverem se movendo muito rapidamente, eles simplesmente ricochetearão um no outro ou simplesmente dispararão um contra o outro, nunca alcançando nenhum tipo de vínculo. Sem essa interação, você nunca pode ter uma estrela. No entanto, se as temperaturas estiverem suficientemente baixas, as partículas de gás e poeira estão se movendo tão lentamente que sua gravidade mútua permitirá que elas comecem a "grudar" juntas. É esse processo que permite que uma protoestrela comece a se formar.
Geralmente, o que fornece energia para permitir o movimento mais rápido das partículas nessas nuvens moleculares é a radiação. É claro que há radiação vindo de todas as direções em todos os momentos do universo. Como vemos em outras nebulosas, elas estão brilhando com energia e as estrelas não nascem entre essas nuvens de gás quente. Eles estão sendo aquecidos por radiação externa de outras estrelas e de seu próprio calor interno. Como essa Nebulosa Negra impede que a radiação externa aqueça o gás na nuvem e faça com que ela se mova muito rápido para que a gravidade se mantenha? Aqui é onde
a natureza opaca dessas nebulosas escuras entra em cena. Opacidade é a medida de quanta luz é capaz de se mover através de um objeto. Quanto mais material no objeto ou mais grosso ele for, menos luz poderá penetrá-lo. A luz de frequência mais alta (raios gama, raios X e UV) e até as frequências visíveis são afetadas mais por bolsas espessas de gás e poeira. Somente os tipos de luz de menor frequência, incluindo infravermelho, microondas e ondas de rádio, têm sucesso em penetrar nuvens de gás como essas, e até são um pouco dispersas, de modo que geralmente elas não contêm energia suficiente para começar a atrapalhar essa situação precária. processo de formação de estrelas. Assim, as partes internas das nuvens escuras de gás são efetivamente "protegidas" da radiação externa que interrompe outras nebulosas menos opacas. Quanto menor a radiação que entra na nuvem, menores as temperaturas do gás e da poeira dentro dela. As temperaturas mais baixas significam menos movimento de partículas dentro da nuvem, o que é essencial para o que discutiremos a seguir.
De fato, quando descemos em direção ao núcleo dessa nuvem molecular escura, percebemos que cada vez menos luz visível chega aos nossos olhos e, com filtros especiais, podemos ver que isso é verdade para outras frequências de luz. Como resultado, a temperatura da nuvem é muito baixa. Vale a pena notar que o processo de formação de estrelas leva muito tempo e, no interesse de não mantê-lo lendo por centenas de milhares de anos, agora avançaremos rapidamente. Em alguns milhares de anos, a gravidade puxou uma quantidade razoável de gás e poeira da nuvem molecular circundante, fazendo com que ela se agrupasse. As partículas de poeira e gás, ainda protegidas da radiação externa, são livres para se unirem naturalmente e "grudarem" nessas baixas temperaturas. Eventualmente, algo interessante começa a acontecer. A gravidade mútua dessa bola cada vez maior de gás e poeira inicia um efeito de bola de neve (ou bola estelar). Quanto mais camadas de gás e poeira se coagulam, mais denso se torna o interior desta protoestrela. Essa densidade aumenta a força gravitacional próxima à protoestrela, puxando mais material para dentro dela. Com cada grão de poeira e átomo de hidrogênio que acumula, a pressão no interior dessa bola de gás aumenta.
Se você se lembra de alguma coisa de qualquer aula de química que já fez, pode se lembrar de uma relação muito especial entre pressão e temperatura ao lidar com um gás. PV = nRT, a Lei do Gás Ideal, vem à mente. Excluindo o valor escalar constante 'n' e a constante de gás R ({8.314 J / mol x K}) e resolvendo a temperatura (T), obtemos T = PV, o que significa que a temperatura de uma nuvem de gás é diretamente proporcional pressionar. Se você aumenta a pressão, aumenta a temperatura. O núcleo desta futura estrela que reside nesta nebulosa escura está se tornando muito denso e a pressão está subindo rapidamente. De acordo com o que acabamos de calcular, isso significa que a temperatura também está aumentando.
Mais uma vez, consideramos esta nebulosa para o próximo passo. Essa nebulosa possui uma grande quantidade de poeira e gás (portanto opaca), o que significa que possui muito material para alimentar nossa protoestrela. Ele continua a puxar o gás e a poeira do ambiente circundante e começa a esquentar. As partículas de hidrogênio no núcleo deste objeto estão se movimentando tão rapidamente que liberam energia para a estrela. O protoestrela começa a ficar muito quente e agora brilha com radiação (geralmente infravermelho). Neste ponto, a gravidade ainda está puxando mais gás e poeira, o que está aumentando as pressões exercidas profundamente dentro do núcleo desta protoestrela. O gás da Nebulosa Negra continuará entrando em colapso até que algo importante aconteça. Quando resta pouco ou quase nada perto da estrela para cair em sua superfície, ela começa a perder energia (devido a sua radiação como luz). Quando isso acontece, essa força externa diminui e a gravidade começa a contrair a estrela mais rapidamente. Isso aumenta muito a pressão no núcleo desta protostar. À medida que a pressão aumenta, a temperatura no núcleo atinge um valor crucial para o processo que estamos testemunhando. O núcleo da protoestrela se tornou tão denso e quente que chega a aproximadamente 10 milhões de Kelvin. Para colocar isso em perspectiva, essa temperatura é aproximadamente 1700x mais quente que a superfície do nosso sol (em torno de 5800K). Por que 10 milhões de Kelvin são tão importantes? Porque a essa temperatura, a fusão termonuclear de hidrogênio pode ocorrer e, uma vez iniciada a fusão, essa estrela recém-nascida “liga” e explode, enviando grandes quantidades de energia em todas as direções.
No núcleo, é tão quente que os elétrons que se aglomeram nos núcleos de prótons do hidrogênio são arrancados (ionizados), e tudo que você tem são prótons em movimento livre. Se a temperatura não estiver quente o suficiente, esses prótons livres (que têm cargas positivas) simplesmente se olharão. No entanto, a 10 milhões de Kelvin, os prótons estão se movendo tão rápido que podem se aproximar o suficiente para permitir que a Força Nuclear Forte assuma o controle e, quando isso acontece, os prótons de hidrogênio começam a se chocar com força suficiente para se fundir, criando Átomos de hélio e liberando muita energia na forma de radiação. É uma reação em cadeia que pode ser resumida como 4 prótons produzindo 1 átomo de hélio + energia. Essa fusão é o que inflama a estrela e faz com que ela "queime". A energia liberada por essa reação ajuda a outros prótons de hidrogênio se fundirem e também fornece energia para impedir que a estrela entre em colapso. A energia que está bombeando para fora desta estrela em todas as direções vem do núcleo, e as camadas subseqüentes desta jovem estrela transmitem esse calor à sua maneira (usando métodos de radiação e convecção, dependendo do tipo de estrela que nasceu) .
O que testemunhamos agora, desde o início de nossa jornada, quando mergulhamos naquela nebulosa escura e fria, é o nascimento de uma estrela jovem e quente. A nebulosa protegeu essa estrela da radiação errônea que atrapalharia esse processo, além de proporcionar o ambiente gelado necessário para que a gravidade se firmasse e trabalhasse sua mágica. Ao testemunharmos a forma protoestrelar, também podemos ter visto algo incrível. Se o conteúdo desta nebulosa estiver correto, como ter uma grande quantidade de metais pesados e silicatos (sobrados das supernovas de estrelas anteriores e mais massivas), o que poderíamos começar a ver seria a formação planetária ocorrendo no disco de acreção de material ao redor da protoestrela.
O restante de gás e poeira nas proximidades de nossa nova estrela começaria a formar bolsos densos pelo mesmo mecanismo de
gravidade, podendo eventualmente se acumular em protoplanetas que serão constituídos por gás ou silicatos e metal (ou uma combinação dos dois). Dito isto, a formação planetária ainda é um mistério para nós, pois parece haver coisas que ainda não podemos explicar no trabalho. Mas esse modelo de formação de sistemas estelares parece funcionar bem.
A vida da estrela não é tão emocionante quanto seu nascimento ou morte. Continuaremos a avançar rapidamente e assistir esse sistema estelar evoluir. Durante alguns bilhões de anos, os remanescentes da Nebulosa das Trevas foram destruídos e também formaram outras estrelas como a que testemunhamos, e ela não existe mais. Os planetas que vimos sendo formados à medida que a protoestrela cresceu inicia sua dança de bilhões de anos em torno de sua estrela-mãe. Talvez em um desses mundos, um mundo que fica à distância certa da estrela, exista água líquida. Dentro dela, a água contém os aminoácidos necessários para as proteínas (todos compostos pelos elementos que foram deixados pelas erupções estelares anteriores). Essas proteínas são capazes de se ligar para começar a formar cadeias de RNA, depois cadeias de DNA. Talvez a certa altura, alguns bilhões de anos após o nascimento da estrela, vejamos uma espécie espacial se lançando no cosmos, ou talvez nunca consigam isso por várias razões e permaneçam ligadas ao planeta. Claro que isso é apenas especulação para nossa diversão. No entanto, agora chegamos ao fim de nossa jornada que começou bilhões de anos atrás. A estrela começa a morrer.
O hidrogênio em seu núcleo está sendo fundido no hélio, que esgota o hidrogênio ao longo do tempo; a estrela está ficando sem gasolina. Depois de muitos anos, o processo de fusão do hidrogênio começa a parar e a estrela gasta cada vez menos energia. Essa falta de pressão externa do processo de fusão perturba o que chamamos de equilíbrio hidrostático e permite que a gravidade (que está sempre tentando esmagar a estrela) vença. A estrela começa a encolher rapidamente sob seu próprio peso. Mas, assim como discutimos anteriormente, à medida que a pressão aumenta, também aumenta a temperatura. Todo esse hélio que sobrou
a partir dos bilhões de anos de fusão de hidrogênio agora começa a esquentar no núcleo. O hélio se funde a uma temperatura muito mais quente que o hidrogênio, o que significa que o núcleo rico em hélio é capaz de ser pressionado pela gravidade sem fundir (ainda). Como a fusão não está ocorrendo no núcleo do hélio, há pouca ou nenhuma força externa (emitida pela fusão) para impedir que o núcleo entre em colapso. Esse assunto se torna muito mais denso, que agora rotulamos como degenerado, e está expelindo grandes quantidades de calor (a energia gravitacional se transforma em energia térmica). Isso faz com que o hidrogênio restante que está nas camadas subseqüentes acima do núcleo do hélio se fundir, o que faz com que a estrela se expanda bastante à medida que essa carcaça de hidrogênio queima fora de controle. Isso faz com que a estrela se recupere e se expanda rapidamente; a fusão mais energética das conchas de hidrogênio fora do núcleo, expandindo muito o diâmetro da estrela. Nossa estrela agora é um gigante vermelho. Alguns, se não todos os planetas internos que testemunhamos, serão incinerados e engolidos pela estrela que primeiro lhes deu vida. Se por acaso houvesse vida em algum desses planetas que não conseguissem sair de seu mundo natal, eles certamente seriam apagados do universo, para nunca serem conhecidos.
Esse processo da estrela ficar sem combustível (primeiro hidrogênio, depois hélio, etc.) continuará por um tempo. Eventualmente, o hélio no núcleo atingirá uma certa temperatura e começará a se fundir no carbono, o que impedirá o colapso (e a morte) da estrela. A estrela que estamos assistindo ao vivo e morrer é uma Estrela de Sequência Principal de tamanho médio, então sua vida termina assim que terminar de fundir Hélio em
Carbono. Se a estrela fosse muito maior, esse processo de fusão continuaria até chegarmos a Ferro. O ferro é o elemento no qual a fusão não ocorre espontaneamente, o que significa que requer mais energia para fundi-lo do que emite após a fusão. No entanto, nossa estrela nunca chegará ao ferro em seu núcleo e, portanto, morreu após esgotar seu reservatório de hélio. Quando o processo de fusão finalmente "desliga" (sem gás), a estrela lentamente começa a esfriar e as camadas externas da estrela se expandem e são ejetadas para o espaço. As ejeções subsequentes de material estelar prosseguem para criar o que chamamos de nebulosa planetária, e tudo o que resta da estrela outrora brilhante que vimos surgir agora é apenas uma bola de carbono denso que continuará esfriando pelo resto da eternidade, possivelmente cristalizando em diamante.
A morte que testemunhamos agora não é a única maneira de uma estrela morrer. Se uma estrela é suficientemente grande, sua morte é muito mais violenta. A estrela entrará em erupção na maior explosão do universo, chamada supernova. Dependendo de muitas variáveis, o remanescente da estrela pode acabar como uma estrela de nêutrons ou mesmo como um buraco negro. Mas para a maioria do que chamamos de estrelas principais de tamanho médio, a morte que testemunhamos será o destino deles.
Nossa jornada termina conosco, ponderando sobre o que observamos. Ver exatamente o que a natureza pode fazer, dadas as circunstâncias certas, e observar uma nuvem de gás e poeira muito fria se transformar em algo que tem o potencial de dar vida ao cosmos. Nossas mentes voltam para as espécies que poderiam ter evoluído em um desses planetas. Você pensa em como eles podem ter passado por fases semelhantes a nós. Possivelmente usando as estrelas como divindades sobrenaturais que guiaram suas crenças por milhares de anos, substituindo respostas por onde sua ignorância reinava. Essas crenças poderiam se transformar em religiões, ainda compreendendo essa noção de seleção especial e pensamento magnânimo. As estrelas alimentariam seu desejo de entender o universo como as estrelas fizeram por nós? Sua mente então pondera qual será o nosso destino se não tentarmos dar o próximo passo no universo. Devemos permitir que nossa espécie seja apagada do cosmos à medida que nossa estrela se expande em sua morte? Essa jornada que você acabou de fazer no coração de uma nebulosa escura realmente exemplifica o que a mente humana pode fazer e mostra o quão longe chegamos, mesmo que ainda estamos vinculados ao nosso sistema solar. As coisas que você aprendeu foram encontradas por outras pessoas como você, simplesmente perguntando como as coisas acontecem e depois revelando todo o peso do nosso conhecimento da física. Imagine o que podemos realizar se continuarmos esse processo; ser capaz de alcançar plenamente o nosso lugar entre as estrelas.
