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João Pedro Ferreira
O Big Bang e a época Inflacionária
Há cerca de 14600 milhões de anos, o Universo surgiu a partir de uma singularidade de densidade
quase infinita que apenas possuía energia negra. A isto se chama Big Bang. Contudo, na realidade, não
houve qualquer “bang” ou “explosão”, mas sim a criação instantânea do espaço e do tempo, seguida de
uma expansão inicial de grande magnitude: o Universo, antes contido num átomo primitivo
infinitamente pequeno, passou a ser um Universo quase infinito ao aumentar 10^50 vezes de tamanho
entre os 10^-43 e os 10^-10 segundos após o Big Bang antes de retomar o ritmo de expansão acelerada
actual.
Uma das explicações para esta expansão é a
de que a gravidade pode ter uma natureza
repulsiva, contrariamente ao habitual, se a
soma do triplo da pressão de um dado tipo
de matéria mais a sua densidade de energia
tiverem valores menores do que zero.
Matéria
Acontece que a matéria tem uma pressão
positiva, sofrendo atracção gravítica, mas a
energia negra presente por exemplo no
vácuo quântico é negativa, o que pode
explicar a gravidade repulsiva dos primeiros
instantes. Depois da expansão, como a
densidade de energia aumentou e o espaço
ficou preenchido com energia de radiação,
esta proveniente da energia negra, a
Vácuo quântico
expansão diminuiu o seu ritmo.
Contudo, esta é apenas uma
das teorias apresentadas para
explicar a inflação e tem
vindo a encontrar obstáculos.
Há outras hipóteses que
envolvem várias novas
dimensões que não se
encontram enroladas, mas sim
em linhas rectas infinitas
entre as quais as partículas
que transportam a força
gravítica se “escapam”. Este
modelo ainda se encontra em
debate.
A Criação das Partículas
O Universo, nestas condições elevava a sua temperatura inicialmente aos 10^32K, vindo esta a
decrescer progressivamente à medida que o Universo se expandia e que mais energia se transformava
em quarks e anti-quarks (nas mesmas quantidades), gluões, fotões, leptões (e matéria negra) num
processo denominado “reaquecimento”. Neste universo primitivo a temperatura e energia das
partículas era tal que apenas existiam duas forças, a Gravidade e a Superforça, esta última englobando
as forças electromagnética, nuclear fraca e nuclear forte, todas as três com efeitos similares nestas
condições.
Energia negra distribuída por infinitos (quase) quanta de espaço.
10^-35 s Força nuclear Forte
Energia negra concentrada em poucos
quanta de espaço
Superforça
Força electrofraca
Aumento RÁPIDO da temperatura
10^32K ou 10^19 GeV
Gravidade
Diminuição da temperatura (100 GeV) → energia de radiação
Por volta dos 10^-35 s (a uma temperatura de 10^28K) a Superforça dividiu-se na actual força nuclear forte
e na força electrofraca. Foi também neste momento que se gerou o pequeno, mas importante excesso de
matéria que gerou a assimetria entre matéria e anti-matéria, que viria a evitar a total aniquilação da matéria.
Foi neste período que a matéria se tornou independente da radiação e é aqui que reside o limite da
experimentação física actual. Para além deste limite, só a física teórica é que lida com o universo.
A Bariossíntese
Enquanto a temperatura diminui, atinge-se a chamada época Forte (10^-4s) na qual a temperatura é já de
2(10^12) K (200 MeV), mas a matéria ainda se encontra sob a forma de uma sopa de quarks. Até aqui cada
quark encontrara-se a uma distância de pelo menos um fermi (10^-15 m) dos quarks adjacentes, podendo
mover-se livremente quando cada um trocava de posição, até porque há energia suficiente para gerar quarks
(cuja energia é da ordem do MeV) que ocupam o novo espaço do universo.
Ainda assim, a densidade da matéria e da energia continua a decrescer, restringindo o movimento dos quarks
à medida que aumentam as distâncias entre si. Contudo, a força nuclear forte evita que um quark fique
isolado, obrigando cada um a manter-se ligado a outros quarks, dando origem aos hadrões, entre os quais os
primeiros bariões e mesões.
Curiosamente, os nucleões
são formados apenas numa
altura em que a temperatura
é de 10^12K (100 MeV),
quando a sua energia é
de aproximadamente
1000 MeV, depois de
o universo
ter estado
milhares de
milhões de
vezes mais
quente.
Isto deve-se ao facto de os bariões serem
constituídos por quarks e que nesses períodos os
quarks ainda seriam demasiado energéticos para se
associarem.
Diminuiçã
o da
Densidade
Down
-1/3
g
g
g
Down
-1/3
g
Up
2/3
g
g
Down
-1/3
200MeV
ou
10^12K
g
g
g
Up
2/3
g
Up
2/3
g
g
Força nuclear Forte 1s
As Grandes Aniquilações
Enquanto isto decorria, choques entre partículas e antipartículas altamente energéticas davam origem a fotões, que
por sua vez originavam o par partícula-antipartícula inicial.
Ainda assim, a temperatura continuava em declínio e
atingiu-se uma situação onde a energia era insuficiente para
compensar as aniquilações. Assim, primeiro deu-se a
aniquilação entre pares protão-antiprotão e neutrãoantineutrão imediatamente a seguir à bariossíntese, porque
embora antes houvesse energia para recriar os pares de
quarks mutuamente aniquilados, a energia já não permitia a
formação de novos bariões. A seguir a esta aniquilação,
seguiu-se a dos electrões e positrões quando a temperatura
desceu abaixo dos 0,5(10^9K) segundos.
-
+
electrão
_
q
q
quark
fotão
fotão
_
+
positrão
-
q
Anti-quark
q
Como resultado destas aniquilações, a matéria que vemos
hoje é aquela que não encontrou par neste processo, devido à
assimetria entre matéria e anti-matéria, onde a matéria
certamente predominava, mas apenas por uma quantidade
diminuta - 1 quark por cada 10^9 pares quark-antiquark e de
1 electrão a mais por cada 3(10^9) pares electrão-positrão.
Força electrofraca
Força nuclear Fraca
Força electromagnética
Gravidade
Com a diminuição da temperatura (10^10K),
a força nuclear fraca, responsável pela
transmutação dos neutrões em protões (e
vice-versa), começou a perder eficiência,
vindo a fazer com que as quantidades antes
semelhantes de protões e neutõres se
alterassem, ficando a haver sete vezes mais
protões do que neutrões.
Deve-se também a esta diminuição dos
efeitos da força forte a actual radiação de
neutrinos cósmicos de fundo, emitidos nesta
época durante as transições protão-neutrão,
mas cujo padrão é difícil de registar por
serem partículas sem carga e praticamente
sem massa
+
P
N
-
A Nucleossíntese Primordial
Pelo centésimo segundo, já um universo semelhante ao nosso
estava formado, contudo, consistia ainda em nucleões isolados.
Foi apenas aos 10^8K que a energia ambiente desceu o
suficiente para que os neutrões e protões pudessem dar origem
a núcleos ao se associarem de várias formas. Há que salientar,
no entanto, que o número de protões, sendo várias vezes maior
do que o de neutrões, fez com que muitos protões se
mantivessem isolados para mais tarde darem origem ao
hidrogénio, bastante abundante. Para além disso, os instáveis
núcleos de trítio, hélio-3 e deutério acabaram por formar
hidrogénio.
P PPPPPP
Recombinação
P P P P
Hidrogénio P P P P P P P
Deutério Trítio
Hélio-3 Hélio 379000 anos depois da nucleossíntese, e
P P P P PPP
P N com a temperatura já a uns 3000K, os
P
N
P
P
P
P P P P P
N
P
NN
N P electrões ainda existentes, em número
P P P P P
igual ao de protões, tinham uma energia
As quantidades relativas dos átomos
formados nesta altura, semelhantes às de
hoje, consistem em 92% de Hidrogénio,
7% de Hélio e vestígios de Lítio.
H
Li
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
He
-
-
-
-
-
-
cinética suficientemente baixa para serem
capturados pelos núcleos. Formaram-se
finalmente os átomos. Depois destes
processos, a composição do universo,
qualquer que seja o local onde se
investigue, a composição é
maioritariamente esta, o das provas
irrefutáveis de que o big bang ocorreu há
relativamente, pouco tempo, caso
contrário, estas quantidades já teriam sido
alteradas pela actividade estelar.
Esta radiação tinha uma energia de 1eV
e era vermelha, tendo sido a primeira
luz emitida no universo em toda a sua
extensão simultaneamente. Assim,
marca o limite do universo observável,
sendo este dependente da velocidade da
luz e da idade do universo, que assim
se torna calculável.
A Fuga da Luz
Uma das consequências que
a recombinação teve foi a de
ter aprisionado os electrões
livres em orbitais onde os
electrões são forçados a
manter-se o mais estáveis
possíveis (estado
fundamental), emitindo
rapidamente qualquer fotão
absorvido, em vez de
aumentar a sua energia
cinética, mantendo a maior
parte dos fotões livres. Para
além disso, ao concentrar os
electrões em redor dos
núcleos, diminuiu a
probabilidade de um fotão
ser rapidamente interceptado.
BB
Primeiras estrelas
Recombinação
Hoje
RCF
t
Após este espalhamento, o universo entra
no período de gestação das primeiras
estrelas e galáxias...as idades escuras.
A Radiação
Cósmica de
Fundo
23 GHz
33 GHz
41 GHz
61 GHz
94 GHz
Actualmente, esta radiação cujo comprimento de onda já é de 1 mm e tem uma energia de apenas 3K,
fornece informação sobre o universo antes da recombinação, onde pequenas perturbações (ondas sonoras
e gravíticas) ocorriam e que foram transmitidas na forma de pequenas variações de comprimento de onda
à RCF. Estas ondulações podem permitir concluir a geometria do espaço-tempo
Ao serem amplificadas, estas oscilações podem ter disposto a matéria negra existente, não influenciada
pela temperatura, tendo criado a base para a acumulação das nuvens de gás em zonas de maior densidade,
à semelhança da superfície de bolhas gigantescas, definindo a localização das primeiras protogaláxias,
onde tiveram origem às primeiras estrelas e sendo isto possivelmente responsável pela actual distribuição
galáctica em filamentos.
Actualmente, o mais longe que conseguimos ver é 14600 Ma, pelo
que o universo terá tido um início centenas milhares de anos antes.
A Matéria organiza-se
Milhares (1000-2500) de milhões de anos depois do big bang e com a
temperatura média já nos “gélidos” 20-6 K (-253ºC ) já as condições
propícias à formação do Universo como o conhecemos estão criadas.
Nesta altura as primeiras estrelas começam a formar-se a partir dos gases
primordiais e com elas as primeiras protogaláxias. Pela segunda vez o
universo ilumina-se, ionizando gases, que brilham. Apenas milhares de
anos depois, aquando da morte destas estrelas de massa excepcional,
tiveram origem aos primeiros elementos pesados do universo,
possibilitando a formação das primeiras estrelas de segunda geração, de
vida mais longa, e os primeiros buracos negros. Enquanto isto acontecia,
as primeiras protogaláxias, estrelas rodeadas por grandes discos de
acreção que por serem abundantes inicialmente chocam e os discos ao
misturar os seus planos destroem-se, tendo origem uma galáxia elíptica,
que pode depois passar a espiral através da apropriação de gás,
aumentando assim sucessivamente de tamanho até se começarem a
formar galáxias mais similares com as grandes galáxias do grupo local.
Aqui está o enxame da
virgem a ampliar e
distorcendo com a sua
gravidade a imagem da
mais distante galáxia
conhecida, a 13230 Mal.
ESA, NASA, J.-P. Kneib (Caltech/Observatoire Midi-Pyrenees) & R. Ellis (Caltech)
Uma outra prova de
que o big bang
ocorreu, é a de que as
galáxias (em geral)
têm um desvio do
espectro das suas
estrelas para o
vermelho, estando a
afastar-se de todas as
outras de uma forma
que apenas é
explicada pela
expansão do
universo. Desde esta
descoberta que se
pensou que se o
universo estava em
expansão, em algum
momento teve de se
ter confinado num
tamanho mínimo, o
átomo primitivo.
Photograph by John Dubinski, University of Toronto
M 87
M 95
Elíptica
Espiral
Barrada
M 104
Lenticular
M
32
Espir
al
Há 12000 Ma a produção de galáxias atingiu o auge, fixando-se
rapidamente o número de galáxias que vemos hoje, as
gigantescas nuvens do universo haviam-se concentrado nas
“pequenas” galáxias.
NGC
6745
M 90
Existem hoje em dia vários tipos de galáxias, Espirais com dois
ou mais braços, barradas ou não, lenticulares e elípticas, cujas
diversas formas derivam de sucessivas colisões, as quais
perturbam os discos galácticos e fazem as galáxias alternar entre
a forma espiral, rica em gás e em estrelas jovens e azuis e a
forma elíptica, com pouca quantidade de gás e com muitas
estrelas velhas e amareladas. As galáxias lenticulares têm algum
gás, pelo que formam estelas, mas a um ritmo muito lento.
Espiral
M 51
M 109
Espiral
Espiral
M 100
Espiral
Barrada
As primeiras estrelas
O gás com o arrefecimento deixou de ser homogéneo e à medida
que arrefecia começou a aglomerar-se em redor dos núcleos de
matéria negra, a qual se pensa que pode representar 90% da
matéria total do Universo. Assim, pela sua abundância, cria
efectivamente “sementes” de estrelas, onde a gravidade faz com
que se vá criando um denso de gás que sucessivamente atrai
maiores quantidades de gás até que este centro se vai fundindo
com outras zonas onde a matéria negra está acumulada, vindo a
criar uma proto-estrela.
H 2 + He
Embora a ideia de matéria escura ainda se
encontre em debate, por ter tido origem em
discrepâncias entre dados recolhidos (que
podem estar a ser adulterados por uma qualquer
falha na aplicação das leis da gravidade a grandes
distâncias ou pela incapacidade de registar com a
tecnologia actual toda a massa prevista nos cálculos), é possível que
esta matéria sem interferência com a restante matéria do universo e que
apenas é sensível à força da gravidade exista. Um dos pontos a favor é o de que teria
sido necessária massa extra para criar os centros de colapso do gás que viriam a dar origem às estrelas. Pode
ser responsável pela atracção crescente das galáxias entre si e pela sua forma achatada e forma de rotação.
Nebulosa Trífide
Nebulosa da Águia
Nebulosa da Lagoa
Nebulosa do Orion
Nebulosa Ómega
Sagitário (M 20)
Serpente (M 16)
Sagitário (M 8)
Orion (M 42)
Sagitário (M 17)
Depois da formação das galáxias,
o “nascimento” de novas estrelas
tornou-se comum. Os braços de
cada galáxia não são mais do que
zonas de maior compressão de
gás e destacam-se porque isto
desencadeia a alomeração de
gases que permite a formação de
estrelas mais novas e brilhantes.
Um núcleo de gás mais denso
atrai o restante gás para uma
gigantesca nuvem de acreção.
Uma nuvem de gás em rotação com o núcleo já formado começa a criar um
bojo central, a proto-estrela, que se irá contraindo sob a sua própria
gravidade, emitindo jactos de matéria pelos pólos. Enquanto isto sucede,
começam as reacções de fusão nuclear e mais tarde ou mais cedo a luz chega
ao exterior provinda dessas reacções - começa a brilhar e a onda de choque
da radiação dissipa o disco de acreção. Esta fase dura cerca de 50 Ma. A
partir daí, a estrela encontra uma estabilidade que lhe permite viver milhões
de anos, dependendo da sua constituição.
A Estrutura
A maioria das estrelas têm uma estrutura similar, por camadas:
• O núcleo, a zona central da estrela, onde a temperatura
ultrapassa os 10 milhões de graus Celsius e a pressão atinge,
pelo menos, o milhão de atmosferas é onde se dão as
reacções de fusão nuclear. Pode ter várias camadas no caso
das estrelas com mais massa, onde a fusão nuclear decorre
usando núcleos diferentes e progressivamente mais pesados
à medida que nos aproximamos do centro.
• A zona de irradiação é aquela que recebe a radiação gama
provinda do núcleo, retardando o seu avanço devido à sua
elevada densidade e absorvendo grande parte da sua
energia, que re-imite na forma de calor.
Zona convectiva
Núcleo
Zona
Zonade
deirradiação
irradiação
Fotosfera
Cromosfera
• A zona convectiva é aquela na qual que os gases já têm
mobilidade, levando o calor à superfície através de
correntes de convecção.
•A fotosfera é a camada superficial de uma estrela através
da qual esta emite a maior parte da sua radiação.
• A cromosfera, é a zona onde a cor da estrela se define
através da emissão de radiação por parte do hidrogénio
depois de ionizado.
Fe
Si
O
C
He
Devido às condições de temperatura e pressão a que o Hidrogénio no núcleo de uma estrela é sujeito, as características de
gás halogéneo tornam-se irrelevantes, passando este a comportar-se como um metal. Assim, sujeito à pressão e temperatura,
os átomos são ionizados, mantendo-se um suplemento contínuo de protões para as reacções nucleares. Os protões são
pressionados e ligações gluónicas são forçadas. Contudo, visto ambos que têm cargas positivas, os protões repelem-se, mas
a força electromagnética é vencida e um dos protões liberta um positrão, mantendo a sua partícula simétrica, o electrão,
tornando-se num neutrão. Quando ligações gluónicas são estabelecidas,
formam-se núcleos mais pesados, mas que têm uma massa inferior
à da soma dos núcleos que lhe deram origem, transformando-se esta
massa em raios gama de energia suficiente para mais que
compensar a energia gasta a estabelecer as ligações (mc^2).
Raios
Este processo é feito por etapas nas quais podem intervir
Gama
apenas protões ou núcleos previamente formados.
Podem haver também fusões nucleares que
Hélio -3
criem Hélio com excesso de neutrões, mas
este é instável e os neutrões em excesso
Neutrino
são prontamente libertados.
P
P P
N
P
As Reacções
Hélio
P
N
Electrão
P
Deutério
P
N N
P
P
N P
P
Positrão
H
PT
Trítio
N
P N
P
P
N PN
N
H
-
-
-
-
Li
-
-
-
-
- Fe - - - - - - -
-
-
-
- C - O - Si - - - - -
-
-
-
-
He
-
Desde a fase de proto-estrela, este é o processo que mantém uma estrela estável durante a maior
parte da sua vida. Contudo, o Hidrogénio é limitado e eventualmente atinge-se uma fase em que a
pressão da energia libertada pela estrela não consegue fazer frente à força da gravidade, de modo
que a estrela sofre um colapso, fazendo com que no seu núcleo a temperatura aumente, de modo
que já há energia para se iniciar um processo semelhante, mas fundindo núcleos de hélio, o que
reduz a energia libertada e espalha-a por uma superfície maior, ficando a estrela avermelhada
depois desta resposta à força de colapso com uma expansão que lhe dá um volume 100 vezes
maior. Pode continuar assim, transformando Hélio em Carbono, Oxigénio assim sucessivamente
até ao Ferro, cuja estrutura de ligações gluónicas já é demasiado complexa para aumentar sem
haver absorção de energia.
A Vida e duração
Sabendo que a coluna de átomos necessária para atingir a pressão
de um milhão de atmosferas é sempre a mesma, a “zona activa” de
uma estrela será sempre maior quanto maior massa esta tiver. Isto
faz com que uma estrela com mais massa a transforme mais rápido,
produzido mais energia e tendo um brilho “mais azulado” pelas
mais elevadas temperaturas geradas no processo. Como resultado,
estrelas pequenas amareladas como Vega duram muito mais do que
gigantes como Deneb, mas têm um brilho muito inferior.
Núcleo
Núcleo
Núcleo
Núcleo
Aglomerados Estelares
Visto que a gravidade tem efeitos mais notórios à distância e
envolvendo grandes massas, as estrelas que nascem todas numa mesma
nebulosa, a qual pode ter centenas de anos luz de extensão, acabam por
formar vizinhanças que se vão concentrando por acção da sua própria
gravidade (ou também intervenção da matéria negra), os enxames
abertos. Há outro tipo de enxames, os globulares, que formam uma
estrutura esférica em redor das galáxias e são constituídos por estrelas
muito antigas, algumas que podem atingir os 12 000 milhões de anos.
Isto origina muitas ligações gravitacionais - estrelas binárias, triplas,
quadruplas...múltiplas. Temos como exemplo M40 (Ursa Maior), duas
estrelas separadas facilmente através de um telescópio. Há também
estrelas duplas visuais, falsas, entre as quais não há qualquer relação,
por ex.: Mizar e Alcor (também na U. Maior).
Enxames Globulares
Enxames Abertos
Hércules Enxame de
Hércules
(M 13)
Sagitário -
Cães de Caça -
(M 15)
(M 3)
Escudo -
Caranguejo -
Enxame do Pato
Selvagem
Colmeia ou Presépio
(M 44)
(M 11)
As estrelas podem inserir-se em categorias diferentes. De
L
acordo com a sua massa, luminosidade,
constituição ou temperatura superficial.
u
Com base nestes critérios, podem
desenvolver-se diagramas H-R
onde se podem distinguir zonas
de acumulação de estrelas.
m
A maior parte das estrelas
pertence à sequência principal,
onde as estrelas se mantém
relativamente estáveis na sua
transformação do hidrogénio.
As estrelas gigantes, com maior massa
ou em estados de desenvolvimento mais avançados,
encontram-se acima dessa linha e as estrelas anãs, com
menos massa ou apenas da vida estelar, abaixo dela.
o
Estrelas de todas os tipos
+
Gigantes
Supergigantes
Cefeidas
Azuis
i
RR
n
Lyrae
Gigantes
s
i
Vermelhas
º
Período
longo
d
a
d
Anãs Vermelhas Eruptivas
_
Anãs Brancas
e
Anãs Castanhas
_
Há também estrelas cuja luminosidade varia, as estrelas
+
pulsantes e as eruptivas. As variáveis Cefeides são
Temperatura / Cor / Tipo espectral
Superigantes cujo brilho sofre alterações regulares (0,1-2
O
B
A
F
G
K
M
Mag em 1-70 dias), intimamente relacionadas com a sua
magnitude. Também as variáveis tipo RR Lyrae têm estas
características.Outras estrelas Gigantes mais avermelhadas 25000K 11000K 7500K 6000K 5000K 3500K 3000K
têm períodos mais longos (80-1000 dias) nos quais a
variação de brilho é de cerca de 5 magnitudes.Estas são as
estrelas pulsantes, porque neste processo ocorrem pulsações 40000K 25000K 11000K 7500K 6000K 5000K 3500K
Altair
Polar Sol Arcturo Antares
e alterações na estrela devido as desequilíbrios energéticos Alnitak Deneb
A temperatura duma estrela relaciona-se com a sua cor e tipo
As variáveis eruptivas consistem em pequenas estrelas que espectral. Visto que quanto maior é a temperatura a que se sujeita
ao absorverem gás de uma estrela gigante próxima têm
um material, maior é o comprimento de onda da radiação emitida
aumentos súbitos de brilho periodicamente, as novas.
e que esta emissão é
º
- 0,07 Arcturo
36,7 al.
Boieiro
0
Vega
25,3 al.
Lira
0,06
Capela
-28
42,2 al.
Cocheiro
0,75
Altair
16,7 al.
Águia
0,96
Espiga 263 al.
Virgem
1,03
Antares 604 al.
Escorpião
1,15
Pólux 33,7 al.
Gémeos
1,25
Deneb
3261 al.
Cisne
1,34
Régulo
Leão
Sol
77,6 al.
Quando a estrela deixa de libertar
energia por fusão nuclear, já não
pode contrapor a força da
gravidade. Assim, a gravidade
comprime o núcleo uma vez mais,
mas agora acontece que a
temperatura aumenta, mas caso os
núcleos sejam demasiado pesados,
pelo menos como o do ferro,
acontece que as ligações gluónicas
exigem mais energia do que aquela
que libertam ao formar-se e a
estrela começa a definhar e a ter
cada vez menos actividade
Energia
Energia
M>25 Mo
Emissão de matéria
M<10 Mo
E o fim das Estrelas...
A morte de uma estrela é um
acontecimento que não passa
despercebido, contudo, não é muito
frequente uma estrela morrer como
supernova, pelo que perde lentamente a
matéria à medida que o material central é
compactado até a sua pressão permitir.
Caso a sua massa seja elevada, a gravidade
tem um efeito maior e é capaz de vencer a
pressão dos electrões da matéria.
Quando o processo de fusão nuclear de
uma estrela com menos de 10 massas
solares termina, a estrela acaba por
expelir as camadas superiores de matéria
numa vigorosa ejecção de matéria, antes
de definhar e a gravidade limitada
compactar um núcleo de de elementos
pesados, dando origem a uma estrela anã
branca, que perde gradualmente o brilho.
É o destino da maior parte das estrelas.
Há estrelas como algumas anãs brancas
ou castanhas que nunca chegam a ter uma
morte definida
Nebulosa do Anel
Lira - (M57)
Nebulosa do caranguejo
Touro - (M1)
Nebulosa do Haltere
Raposa - (M27)
Para aquelas estrelas mais pesadas, entre as 10 e
as 25 massas solares, a morte da estrela é mais
violenta (supernova) porque a gravidade já se faz
sentir com maior intensidade. Em seguida, a
gravidade da massa restante (>1,4 Mo) vence a
pressão dos electrões ao ultrapassar o limite
máximo de resistência possível oferecida pelos
electrões (não podem mover-se a velocidades
superiores à da luz quando exercem esta
pressão). Assim, os electrões são pressionados
para o interior dos respectivos protões, dando
origem a uma estrela exclusivamente constituída
por neutrões e com uma densidade igual à do
núcleo atómico. De facto, pensa-se que nestas
estrelas possam existir as mesmas condições do
universo primitivo e acredita-se que estas estrelas
possam ser formadas por uma sopa de quarks.
Há estrelas de neutrões que, pelo seu elevado
campo magnético associado à rotação se chamam
pulsares. Isto é porque enviam ondas de rádio de
cada pólo de modo que estas quando passam pela
Terra, fazem-no com uma periodicidade
excepcional, parecendo pulsar.
Quando o processo de fusão nuclear de uma estrela
com mais de 25 massas solares termina, a estrela
morre numa supernova e a matéria que resta (M>3Mo)
é sujeita a forças da gravidade tão intensas, que não há
propriedades da matéria que possam pôr termo a esta
acção. Assim, esta “estrela” é constituída por uma
única singularidade de densidade próxima do
infinito...Temos um buraco negro.
É precisamente no último suspiro da estrela que o resto dos metais da tabela periódica é gerado, pois a
energia da colossal explosão fornece energia à matéria ainda existente na estrela, podendo continuar a fusão
de núcleos atómicos. É neste facto que reside a essência da energia liberta através da fissão (ou cisão)
nuclear. Na fissão nuclear é libertada dos elementos pesados e instáveis, como o Urânio, a energia
armazenada aquando de uma Supernova. Depois disto há há ainda alguns elementos que não foram formados,
como o lítio, o boro ou o Bismuto. Estes elementos são formados depois, a partir de restos de estrelas, quando
raios cósmicos incitam a cisão dos núcleos de elementos mais pesados ou mesmo no núcleo quando há
neutrões livres que se associam a núcleos de produtos já formados. Os elementos mais pesados, para além do
urânio, não existem na natureza porque são tão instáveis rapidamente depois de sintetizados.
H
He
Li Be
B C N O F- Ne
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E agora, no fim da linha, situam-se as poeiras, os planetas e
finalmente a vida. Embora vivamos num universo cheio de
“maus caminhos” para a vida como a conhecemos, o facto é
que de todas as alternativas possíveis, aquela que corresponde
ao nosso universo admite a possibilidade de vida.
Esta vida apenas existe porque somos filhos das estrelas, ou
mais especificamente dos dejectos da sua actividade. As
estrelas transformaram o universo numa realidade totalmente
diferente, ao gerar os elementos pesados a partir do Hidrogénio
e do Hélio em elementos mais complexos, possibilitando as
várias combinações possíveis de átomos em moléculas
orgânicas. Também estamos relacionados com as estrelas
através das fontes de energia. Quase toda a energia a que temos
acesso tem, pelo menos indirectamente, origem nas estrelas.
Se somos um acaso em cima deste calhau, ao menos a alguém
temos de o agradecer. Acordem, virem-se para o sol e chamemlhe pai!
Bibliografia
O Nosso Habitat Cósmico - Martin Rees - Gradiva
Últimas notícias do cosmos - Hubert Reeves - Gradiva
O universo numa casca de noz - Stephen Hawking - Gradiva
O Primeiro segundo - Hubert Reeves - Gradiva
O Pequeno Livro do Big Bang - Craig J. Hogan - Replicação
Observar o Céu Profundo - Guilherme de Almeida / Pedro Ré - Plátano
Science et Vie Junior - nº44
Scientific American - Fev 2004
National Geographic - Fev 2003
Super interessante - Jun 2000
Space.com
http://map.gsfc.nasa.gov
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