SEARA DA CIÊNCIA
COMO VIVEM AS ESTRELAS

NASCE UMA ESTRELA

As estrelas nascem em regiões do espaço onde existe uma grande quantidade de gases e poeira. O universo é quase todo vazio mas, aqui e acolá, existem amplas regiões onde a poeira cósmica se acumula. A foto ao lado mostra uma dessas regiões vista por um grande telescópio. Esse é um típico berçário de estrelas.

Inicialmente, todo esse material, composto, principalmente, de moléculas de hidrogênio, está muito disperso. Com o tempo, a atração gravitacional e a pressão da radiação de estrelas já formadas vai gradualmente juntando essas partículas de poeira e gás. Formam-se grandes aglomerados, ou "glóbulos", individuais que se separam uns dos outros. Esses glóbulos, aos poucos, vão colapsando em regiões cada vez menores. Usualmente, ao mesmo tempo em que vai se compactando, o glóbulo adquire um movimento rotacional e tende a se achatar. Forma-se uma gigantesca "pizza" de poeira e gases girando no espaço, enquanto se contrai. No centro dessa "pizza" cósmica o material vai ficando cada vez mais denso: forma-se uma proto-estrela, isto é, uma estrela em gestação. Com a compressão, a temperatura da proto-estrela vai aumentando e, quando chega a uns 1500 ou 2000 graus ela fica visível, embora quase toda sua radiação seja infravermelha. Esse estágio da vida de uma estrela - sua infância, digamos - dura um milhão de anos, mais ou menos.

Com a atração gravitacional comprimindo, cada vez mais, a proto-estrela, a temperatura na região central alcança uns 8 milhões de graus. Tamanha temperatura quebra os átomos do gás, separando os núcleos dos elétrons. Nesse ponto, começam as reações nucleares no centro da estrela. São reações de "fusão", do mesmo tipo das que acontecem nas bombas de hidrogênio. Os prótons dos átomos de hidrogênio, separados de seus elétrons e sob a ação da enorme pressão no centro da estrela, se juntam (ou "se fundem"), formando núcleos de hélio.

O esquema das reações nucleares no centro das estrelas é o seguinte. Dois prótons (núcleos do hidrogênio) se juntam para formar um deuteron (núcleo do deutério) mais um pósitron e um neutrino:

p + p --> D + e+ + neutrino.

Depois, o deuteron se combina com outro próton para formar um núcleo de hélio 3:
D + p --> 3He ( + radiação gama ).

Finalmente, os núcleos de hélio 3 se juntam para formar um núcleo de hélio 4, liberando dois prótons:
3He + 3He --> 4He + p + p.

A massa do produto da fusão (hélio 4) é um pouquinho menor que a soma das massas dos núcleos que se fundiram. A diferença de massa é liberada na forma de energia, conforme a famosa equação de Einstein,
E = mc2. Como a velocidade da luz (c) é muito grande, pequenas quantidades de massa se transformam em grandes quantidades de energia. No cômputo geral, uma gigantesca quantidade de energia é liberada por essas reações nucleares no centro da estrela e ela atinge sua luminosidade normal. A estrela "se acendeu".
Agora, a compressão causada pela gravidade passa a ter um adversário à altura: a pressão para fora exercida por essas explosões nucleares na região central da estrela. Eventualmente, estabelece-se um "equilíbrio dinâmico" entre essas duas tendências. A estrela entra em sua fase adulta, na qual ficará por alguns bilhões de anos. No capítulo seguinte, vamos falar com mais detalhes sobre esse estado de equilíbrio em uma estrela normal, como o Sol.

Capítulo 2: Um dia do Sol.

Capítulo 3: O destino das estrelas.

Capítulo 4: Morte de uma grande estrela.

Capítulo 5: A supernova 1987A e os neutrinos.

Capítulo 6: O limite de Chandrasekhar.

Capítulo 7: O conflito entre Eddington e Chandrasekhar.

Capítulo 8: S. Chandrasekhar e o brasileiro Mário Schenberg.