Os Grandes Reis do Passado

Física
Os Grandes Reis do Passado
Eduardo Abreu
em 06 de Maio de 2014





Pumba:  Timão...
Timão:  Que é?
P:  Já imaginou o que são aqueles pontos brilhantes lá em cima?
T:  Ah Pumba,  eu não imagino.  Eu sei!
P:  É?  E o que são?
T:  São Vaga-lumes.  Vaga-lumes que ficaram grudados naquela coisa grande azul escura            
P:  Ah,  eu sempre pensei que fossem bolas gigantes de gás estourando a bilhões de quilômetros daqui.
T:  Pumba,  pra você só existe gás.
P:  Simba,  o que que você acha?
Simba:  Ah,  eu não sei...
P:  Ah,  vamos,  fala!  Fala!
S:  Já me disseram uma vez que os grandes reis do passado estão lá,  olhando por nós.


Sempre que converso com alguém sobre o que são as estrelas ou por quê elas brilham me vem a mente esse trecho de O Rei Leão.
Provavelmente porque na minha infância eu assistia a esse desenho praticamente todos os  dias ao acordar. Confesso que nessa época 
eu não entendia por completo a graça dessa cena, afinal eu não sabia que o correto, que o sábio do grupo,
era na verdade o Pumba e que esses pontos brilhantes no céu são de fato bolas gigantes de gás(na verdade, plasma) 
estourando a bilhões de quilômetros daqui.


Para entendermos um pouco mais sobre por quê as estrelas brilham precisamos entender como elas se formam. A imagem abaixo mostra 
um berçario estelar.




O nascimento de uma estrela

As estrelas surgem a partir de imensas nuvens de gás que se espalham ao longo de nossa galáxia, a Via Láctea. A força da gravidade faz com que a
matéria dessa nuvem comece a se comprimir em diferentes pontos onde surgirão diferentes estrelas. Esse processo de formação pode ser imaginado de 
uma forma bem similar a formação de gotas em uma nuvem de vapor d'água.

A medida que essa nuvem começa a se comprimir, o nivel de agitação das moléculas aumenta devido a fricção gravitacional 
fazendo com que temperaturas de milhões de graus Celsius sejam atingidas no centro desse colapso. Esses valores elevadíssimos de temperatura permitem que ocorra 
um dos principais processos necessários para a nossa própria 
existência, a fusão nuclear: 
Núcleos de átomos de hidrogênio(que naturalmente se repelem, pois ambos possuem carga positiva) ficam tão próximos um dos outros que acabam se 
fundindo e, ao se fundirem, liberam uma quantidade imensa
de energia que servirá para deter o colapso gravitacional e elevar ainda mais a temperatura nesse núcleo garantindo que esse processo se repita 
enquanto houverem elementos para serem fundidos. Quando a pressão gravitacional se
iguala a pressão interna essa nuvem entra em equilíbrio hidrostático e forma-se no centro da contração uma proto-estrela.

As estrelas, no entanto, não são as únicas criadas a partir dessa nuvem em contração. 
Devido ao movimento de rotação da nuvem molecular, à medida que a contração ocorre a 
velocidade de rotação aumenta devido a conservação de momento angular  (o mesmo efeito que faz com que dançarinos de
patins girem mais rápido à medida que fecham os braços e mais lentamente a medida que os abrem).


Ilustração da conservação de momento angular

Devido à essa rotação que fica cada vez mais rápida à medida que a nuvem se contrai, surge uma terceira e importantíssima força: A força centrífuga.
A força centrifuga faz com que a nuvem se achate formando um disco em volta do núcleo onde a estrela se forma. Esse disco se mantém estável devido a
essa força  e também devido a pressão de radiação emitida pela proto-estrela. As partículas de poeira desse disco vão se acumulando em um processo de 
coagulação e vão lentamente se aglomerando em pequenos planetesimais ou até mesmo planetas, se o disco tiver massa suficiente. 
Forma-se assim, então, um sistema planetário.


Ilustração de um disco proto-planetário

A maior parte da existência de uma estrela ocorre no que chamamos de Sequência Principal, que é o período da vida da estrela em que ela se mantém 
estável devido à fusão de Hidrogênio em Hélio. Quanto maior for a massa de uma estrela menos tempo ela passará nesse estágio pois é 
necessário fundir mais hidrogênio para combater o colapso gravitacional. Uma estrela como o Sol passará cerca de 10 bilhões de anos na sequência 
principal até que a taxa de fusão de hidrogênio comece a diminuir e a estrela novamente volte a colapsar. Com esse novo colapso, a temperatura no núcleo 
aumenta ainda mais e quando atinge cerca de 100 milhões de graus Celsius inicia-se
a fusão de Hélio em elementos ainda mais pesados, como Carbono, fazendo com que a estrela retome assim sua estabilidade agora em um estado
bem mais energético, o que resulta em um brilho de maior intensidade.


O fim catastrófico de uma estrela

O destino final de uma estrela depende predominantemente de sua massa. No caso de estrelas muito mais massivas que o Sol, a fusão continua a ocorrer 
mesmo com o esgotamento do Hélio pois o núcleo atinge temperaturas de bilhões de graus Celsius permitindo a fusão de carbono em oxigênio, silício, nitrogênio, enxofre, neon, magnésio e até ferro. Ferro é o ultimo dos elementos que pode ser criado por fusão no interior 
das estrelas pois a fusão de ferro em algum elemento mais pesado resultaria no consumo de energia e não na liberação.
Quando então essa estrela já tiver produzido tudo que pode produzir de ferro não haverá mais como impedir o colapso gravitacional e então a estrela
"cai sobre si mesma" gerando uma onda de choque muito intensa em seu núcleo que faz com que a matéria "rebata" e seja jogada para fora com 
elevadíssimas energias. Esse evento é chamado de super-nova e é um dos eventos mais energéticos que ocorrem em nosso universo. Em questão de segundos, uma estrela que se manteve estável por bilhões
de anos, simplesmente explode. As camadas externas da estrela se espalham então pelo espaço e a onda de choque proveniente dessa supernova pode dar inicio a formação de outras estrelas 
nas nuvens moleculares. Uma coisa interessante é que nesse último momento da estrela, a energia gerada a partir do colapso em seu núcleo é tanta que 
parte é absorvida pelas camadas externas onde são produzidos os elementos mais pesados que o ferro, como Urânio e Plutônio.
No centro da explosão sobra um objeto extremamente compacto que pode ser uma estrela de nêutrons ou um buraco negro 
(ambos são objetos extremamente exóticos e interessantes que merecem um artigo só para eles, por isso deixarei para falar mais  sobre os 
mesmos em um artigo futuro).



Remanescente de Supernova

No caso de uma estrela típica como o Sol, o fim de sua vida é bem menos catastrófico: à medida que o hidrogênio começa a se esgotar no núcleo estelar, 
este começa a contrair e aumentar sua temperatura, fazendo com que as camadas mais externas também esquentem ainda mais e então inicia-se a fusão de hidrogênio nessas camadas, fazendo com que se expandam, aumentando assim consideravelmente o raio da estrela. 
Quando o Sol chegar nesse estágio seu raio aumentará a  ponto de engolir a Terra e tudo que nela existe(como,
possivelmente, nós). A fusão de hélio se inicia no núcleo quando este atinge a temperatura crítica e assim a estrela se mantém estável por mais um tempo. 
Neste estagio da evolução estelar o Sol será classificado como uma Gigante Vermelha.

Quando o Hélio se esgota, no entanto, essa estrela não terá massa suficiente para continuar o colapso e a fusão de 
elementos mais pesados. O núcleo então se expande e esfria, se mantendo estável apenas devido a pressão de degenerescência dos elétrons
(pressão essa proveniente do Príncipio de Exclusão de Pauli que diz que duas partículas idênticas não podem ocupar o mesmo estado quântico). 
Forma-se então,   a partir do núcleo da gigante vermelha, 
uma Anã Branca. 
As camadas externas são expelidas devido a pressão de radiação formando o que chamamos de Nebulosa Planetária.


Imagem de uma nebulosa planetária



E o que isso tudo tem a ver com a nossa existência?

Bom, o simples fato de vivermos em um planeta que orbita uma estrela já é suficiente para nos relacionar com as coisas que 
escrevi aqui, no entanto existe um
detalhe interessante que gosto de lembrar. Nós, seres humanos e seres vivos em geral, somos feitos principalmente de elementos mais 
pesados que o 
hidrogênio e, se você prestou atenção no que leu, sabe que esses elementos foram produzidos em núcleos de estrelas que batalharam e brilharam 
bilhões de anos atrás para conter o colapso gravitacional. Sabe que essas estrelas em seus momentos finais expeliram seus interiores 
pelo meio interestelar. Nuvens moleculáres enriquecidas em elementos pesados deixados por essas estrelas
colapsaram e formaram novos sistemas estelares, entre eles o Sistema Solar. Uma porção desses elementos produzidos se encontram hoje combinados
nessa estrutura extremamente complexa que é você.

Da próxima vez que deitar na grama para ver as estrelas, olhe para sua mão e reflita
sobre o fato de que os átomos que a compõe foram produzidos por estrelas bem como as que você observa lá, alto no céu. 
Essa reflexão traz, pelo menos para mim, uma forte sensação de unicidade com o universo.  E, pensando bem, talvez possamos chamar as estrelas de “os grandes reis do passado” e 
então Simba também estava, pelo menos parcialmente,  correto.

Espero que tenham gostado do artigo. Qualquer dúvida, sugestão, crítica ou correção será aceita desde que dirigida com respeito.



São Paulo / SP
Graduação: Bacharelado em Física (Instituto de Física da Universidade de São Paulo)
Sou formado em Física. Trabalho há 6 anos como professor particular e plantonista em cursinho pré-vestibular, o que me ajudou bastante a estar sempre a par do que é que os vestibulares cobram dos alunos e quais são as dificuldades que esses alunos encontram. Hoje trabalho em escolas na região da Zona Norte. Sou apaixonado por matemática, física, atronomia e ciência em geral. Espero poder passar um pouco dessa paixão para você.
Física para Ensino Médio, Física para Ensino Fundamental, Física para Pré-Vestibular, Física para Ensino Superior, Física para Concursos, Matemática para Ensino Superior, Matemática para Ensino Fundamental
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