PRÓ-REITORIA DE GRADUAÇÃO
TRABALHO DE CONCLUSÃO DE CURSO
Física
SIMPLESMENTE ESTRELAS
Autor: FÁBIO JORGE MENDES
Orientador: Prof. Dr. Paulo Henrique Alves Guimarães
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FÁBIO JORGE MENDES
SIMPLESMENTE ESTRELAS
Trabalho de Conclusão de Curso submetido à
Universidade
Católica
de
Brasília
para
obtenção do Grau de Licenciado em Física.
Orientador: Dr. Paulo Henrique Alves Guimarães
BRASÍLIA, DF
07 DE NOVEMBRO DE 2009
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„‟Deus é capaz de criar as partículas de
matéria de vários tamanhos e feitios (...) e
talvez de diferentes divindades e forças, e
assim variar as leis da Natureza, e fazer
mundos de vários tipos em várias partes do
Universo. Pelo menos, não vejo nada de
contraditório nisto.‟‟
Isaac Newton, Óptica
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DEDICATÓRIAS
A minha querida esposa Márcia por me ensinar a sonhar alto apesar de toda
dificuldade. Pelo seu imenso apoio e paciência nesta etapa acadêmica e por me fazer
sempre feliz.
Ao meu pai e mãe (in memorian) por serem exemplos de esforço para minha vida no
qual me ensinaram a lutar sempre e nunca desistir.
Aos meus irmãos Fernando, Valéria, Valdilene e família, Vilanir e família, Roberto e
família, Rogério e família que sempre me apoiaram na concretização deste sonho. Bem
como aprendi o valor da humildade e união em momentos difíceis.
A minha família Dinda, Rita, Renata, Erismar e família, Herman e família, Sandro e
família, Dusafá e família.
Aos meus sobrinhos Jonathan, Daiane, Flávia, Andréia, Lucas, Jéssica, Daniele,
Gabriel, Kelvin, Rafael, Ítalo, Bárbara, e a princesa Cecília que sempre me fizeram rir e
perceber que estou ficando velho. Enfim a todos no qual contribuíram e participaram na
concretização deste sonho.
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AGRADECIMENTOS
Agradeço a Deus pela saúde, o privilégio e a oportunidade que tem dado para minha
vida. Sem a qual não teria concretizado este sonho. A Jesus Cristo meu senhor e salvador.
Ao grande amigo e orientador Dr. Paulo Henrique Alves Guimarães pela sua
humildade e grande conhecimento e atenção no qual me ensinou a dar mais um passo.
Aos professores Dr Sérgio Garavelli, Dr. Maria Inês, Dr. Armando Maroja, Dr Paulo
de Eduardo Brito, que sempre me ensinaram com atenção e deram oportunidade de
aprender.
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SIMPLESMENTE ESTRELAS
RESUMO
A existência da espécie humana é parcialmente devida à presença de uma estrela, o Sol.
Sem alguns elementos como oxigênio, carbono e hidrogênio a vida poderia até existir, mas
não como nós a conhecemos. No entanto, o Sol não é fornecedor desta matéria prima, pois
estes já estavam lá mesmo antes de sua formação. Na realidade existe uma cadeia de
eventos, ou seja, uma evolução estelar. Apesar de ser um tema bastante abrangente com
vários ramos que ainda está em desenvolvimento, a evolução estelar é aqui tratada de
forma mais específica. Neste trabalho, o tema é tratado de forma a atender um público que
desconhece o são as estrelas. Assim, a partir de alguns questionamentos como o que são
estrelas, e outros, serão discutidos, bem como seus desdobramentos no campo da física.
PALAVRAS CHAVE: Sol, Estrelas, evolução estelar, força gravitacional.
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INTRODUÇÃO
Este trabalho tem como objetivo de pesquisa bibliográfica, de forma a proporcionar
um conhecimento sobre estrelas àqueles que não às conhecem, como sua origem, evolução
e morte. Bem como mostrar a relação e influência do Sol em nossa sociedade. Como
também, desconstruir paradigmas e concepções alternativas. Bem como, apresentar o que
são as estrelas em uma linguagem menos técnica e acessível.
„‟A origem e a evolução da vida estão ligados de modo muito íntimo com a origem e a
evolução das estrelas (...) O hidrogênio em nosso DNA, o cálcio em nossos dentes, o ferro
em nosso sangue, o carbono em nossas tortas de maçã foram feitos nos interiores de
estrelas em colapso. Somo feitos de material estelar‟‟ (SAGAN, 1992).
Sabemos que o Sol está a uma distância cerca de 150 milhões de quilômetros da
Terra, é tão longe que mesmo a luz viajando com velocidade de 300 milhões de quilômetros
a cada segundo, ela levará 8,3 minutos aproximadamente para chegar até nós.
Mesmo estando tão longe o Sol ainda tem influência em nosso comportamento como
o dia e a noite e suas respectivas obrigações a se cumprir como escalas de serviço, horário
de almoço, horário de verão e economia de energia. Em outra época, a observação deste
astro e suas relações com as estações do ano propiciaram a luta pela sobrevivência de
tribos antigas, o que fez desta prática uma atividade importante na agricultura.
Algumas festas realizadas como a Festa de São João comemorada no solstício de
verão. Tem como origem nas tribos antigas, que comemoravam esta época em referência
ao deus Sol. Esta festa continuou sendo adotada pelos católicos, mas não para
protestantes. Pois para estes era considerado uma festa pagã. No entanto, mesmo para
estes cristãos alguns rituais eram realizados com a presença simbólica do Sol. Sendo as
primeiras igrejas cristãs, tinham a porta de entrada voltada para o nascer do Sol. No
batismo, a imersão nas águas era feitas de frente para o nascer do Sol e de costas para o
expoente, caracterizando uma nova vida (VERDET, 1987).
Assim, percebemos que este astro ocupa um lugar importante em nossas vidas,
influenciando o modo de viver aqui na Terra. No entanto, ainda hoje é possível encontrar
concepções alternativas acerca do que é o Sol, que material o constitui? Porque e qual a
origem de seu brilho? Se o Sol é uma estrela ou não? Bem como a crença em existência de
estrelas cadentes.
No século XIX havia outra forma de entender o universo. A ciência ainda estava
envolvida com mitologias, superstições e paradigmas que faziam parte da sociedade
daquela época. Como a crença no Universo Pitagórico, onde a terra, o Sol, as estrelas, e os
planetas giravam sobre esferas maiores e concêntricas, em torno de um fogo central.
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Aristoteles e Ptolomeu também adotou o modelo de esferas. No entanto, neste
modelo a terra estava no centro e não um fogo central proposto por Pitágoras. Assim, esses
paradigmas cultivaram a crença em um universo limitado. Na figura 1 a seguir criada por
Flammarion em 1880 mostra o rompimento deste paradigma (KHUN, 1957).
FIGURA 1: MONTAGEM DE FLAMMARION PARA SUA OBRA,
A astronomia popular, publicada em 1880
(VERDET, 1987)
Na figura 1 temos a montagem de Flammarion de 1880, onde é contestada a idéia de
um universo finito. Khun comenta a visão aristotélica com „‟ o universo aristotélico fora, em
muitas versões, um universo finito – matéria e espaço terminavam na esfera de estrelas‟‟
(KHUN, 1957). Assim, para Aristóteles a Terra estava no centro de uma esfera que continha
o Sol e outros planetas dentro de outra esfera que continha todas as estrelas.
Vêm-se que, mesmo depois de Kepler ter formulado suas Leis e Galileu Galileu ter
proposto um modelo heliocêntrico, o paradigma de um centro comum do universo ainda
perdurava. Apenas no século XIX quando os telescópios modernos vieram mostrar a
diferença de distância entre as estrelas é que realmente foi confirmado que até mesmo o Sol
não é o centro de comum de outras estrelas (KHUN, 1957).
Tudo no universo sofreu e está sofrendo alterações, até mesmo as idéias. As
concepções do que são as estrelas não poderia ser diferentes. Assim, diversos povos
antigos tinham modelos propostos para suas observações.
Em particular o Sol, tinha um caráter especial em mitologias, lendas, cantigas,
contos, religião e agricultura etc.
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FIGURA 2: CÍRCULOS DE PEDRA EM STONEHENGE NA GRÃ-BRETANHA (VERDET, 1987).
Na figura 2, podem-se observar os famosos „‟círculos ingleses‟‟, datados cerca de
quatro mil anos por geólogos. Existem vários destes espalhados pelo mundo, acreditam que
foram construídos pelos chineses, mas o maior número de monumentos destes estão na
Grã-Bretanha. Neste monumento, se uma pessoa estiver localizada no seu centro por volta
do dia 22 de junho, no período matutino é possível ver o Sol nascer atrás de uma das
grandes pedras. Algumas pessoas acreditam que estes artefatos eram construídos
dedicados ao Sol, outros autores destacam a possibilidade de serem usados para
organizarem épocas de plantio e colheitas (VERDET, 1987).
Até mesmo em nossa época a relação das construções arquitetônicas do homem e o
Sol mostram que esta prática não foi abandonada. .Pois, ao escolher um apartamento ou a
construção de uma casa é cogitado, qual será a posição do Sol em dado momento?
Em Brasília temos que o Congresso Nacional, sede do poder nacional, foi construído
de forma que na data de sua inauguração, 21 de abril uma paisagem única a cada ano é
formada entre as duas torres em forma de H. Na figura 03 a seguir podemos observar esta
paisagem. Onde o Sol nasce e brilha entre as torres.
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Figura 03: Congresso Nacional em Brasília ao nascer do
Sol em 21 de Abril. (JOEL BUENO, 2009. Disponível em:
<http://joelbueno.blog.uol.com.br/images/solbrasilia.jpg>
acessado em: 20/10/2009).
O ser humano é assim, necessita respostas para o que consegue enxergar.
Astrônomos e astrólogos da antiguidade em geral detinham o poder de explicar a
necessidade da população Verdet, Jean-Pierre comenta em seu livro este comportamento.
É em si mesmo que o homem pensa em primeiro lugar quando contempla o firmamento, e é
sobre o homem que no falam todos os mitos cosmogônicos. Como o prisioneiro que
acabavam enxergando imagens conhecidas no mofo das paredes da cela, Plínio via no céu o
Urso, o Touro, Perseu, a Coroa boreal e Cabeleira de Berenice; e espantava-se com o fato de
alguns poderem acreditar que a esfera última do céu fosse lisa quando ela era entalhada com
figuras de todos os animais e de todas as coisas da terra. (VERDET, 1987)
Contudo temos que o Sol é uma estrela dentre bilhões de bilhões, mas o que é uma
estrela?
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2. O QUE SÃO AS ESTRELAS?
Tudo que temos em nosso cosmo é devido a uma evolução, mesmo o Universo
jamais existiu e existirá do modo que o vemos hoje. Assim, algumas estrelas que
conseguimos perceber com as nossas fotocélulas receptoras ocorrem o mesmo, em um
instante se formaram e talvez algumas destas nem existam mais, no entanto ainda a vemos
brilhar. Talvez ainda outras vão se formar e a raça humana jamais irá observar. Tudo no
Universo evolui, segue uma dinâmica perfeitamente encadeada por princípios físicos
aparentemente conhecidos.
De forma bem simples, podem-se dizer que as estrelas possuem um formato esférico
devido à atração gravitacional atuar em todas as direções da superfície da estrela, até o seu
centro. Esta esfera de forma geral e em sua maioria é composta de hidrogênio ionizado. O
segredo de sobrevivência das estrelas está na transmutação de elementos sob reações
nucleares. Temos então, que a fusão nuclear de hidrogênios em hélio e posteriormente em
outros elementos mais pesados caracteriza uma peça chave para a sobrevivência das
estrelas (DE FÁTIMA, MARIA OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO,
2004).
Sabem-se também que ao esgotar toda possibilidade de fusão nuclear, as estrelas
sucumbem com a sua própria gravidade. O tamanho das estrelas é algo variado, devido à
própria dinâmica estelar. “Os raios estelares, durante a fase de queima de hidrogênio,
podem variar entre cerca de 0,2R01 e 13 R0. Entretanto, após a fase de queima do
hidrogênio, uma estrela pode aumentar muito de tamanho. Seu tamanho varia conforme o
estágio de evolução da estrela‟‟ (ARANY-PRADO, 2006)
Convencionou-se uma classificação estelar de acordo com o seu tamanho. Bem
como, a coloração estelar, pois o seu tamanho está relacionado com o seu brilho e cor. É
conhecida como classificação quanto à luminosidade:
Classe I - supergigantes;
Classe II - gigantes brilhantes;
Classe III - gigantes;
Classe IV - subgigantes;
Classe V - anãs.
1
R0 corresponde ao raio de um determinado corpo comparado com os raios solares. A
simbologia 0, corresponde a dimensões comparativas com o sol como M 0 massa solar e L0
luminosidade solar.
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‘’As massas das estrelas variam entre 0,08 e 100 vezes massas solares (MSol
=1,9891x1030 kg.(...) temperaturas variando entre 3000 K e 30 000 K.’’ (DE FÁTIMA, MARIA
OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004)
O Sol, é classificado como uma anã, ou seja, de classe V. Apesar de ser uma anã,
comparável
com outras estrelas, o Sol tem dimensão muito superior aos planetas do
sistema solar. Sabemos que o planeta Terra tem um raio em torno de 6.400 Km enquanto o
Sol tem de aproximadamente 696.000 Km .Temos então uma relação. (DE FÁTIMA, MARIA
OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004)
696.000 Km
 108,75
6.400 Km
Assim o Sol é 108,75 vezes maior que a Terra. A figura 4 representa um modo
comparativo desta relação feito pelo do programa Flash2. Onde o ponto é 108,75 vezes
menor que circunferência maior em amarelo. Podem-se perceber, então que as idéias de
estrelas cadentes citada ainda hoje é um ledo engano. Percebemos isto, ao compreender o
tamanho das estrelas em relação ao planeta.
Figura 4: O ponto representando a Terra 108,75 vezes menor que a esfera
maior, representando o Sol.
2
Programa Adobe flash, software de construção gráfica, ferramenta de auxilio para
construção de páginas na internet.
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Ainda com os valores obtidos, podem-se estimar o volume da Terra. Admitindo o raio
de 6400 km o seu volume será,
V
4. .r 3
3
(1)
Sendo V o volume; r o raio da esfera e π um valor aproximado a 3,14. Logo
Vt 
4. .64003
 1.097.509.546.666,67 Km3
3
Para o Sol tem-se; ,
Vs 
4. .6960003
 1.411.549.470.720.000.000Km3
3
Portanto,
Vs
 1.286.138, 67
Vt
Dessa forma tem-se que dentro do Sol caberiam em torno de 1,2 milhões de
planetas Terras. A luminosidade do Sol já tabelada tem valor aproximado de 3,8.1026W por
diversos escritores, dentre eles (Maciel, 1999). Temos por comparação que toda a energia
irradiada pelo o Sol em apenas 1 segundo equivaleria o mesmo que 6 bilhões de lâmpadas
de 100W cada, ligada por 633.333.333.333.333,333 (633 trilhões de anos). Vale lembrar que
tudo isso em uma atividade solar de apenas 1 segundo. Observam-se que apesar dessa
estrela ter dimensão menor que outras ela é um gigantesco corpo em relação a Terra.
Algumas estrelas têm dimensões de massas estelares extremamente grandes. Apesar de
incerteza bibliográfica que definem como massa máxima de até 100M0. Por exemplo,
Beteguelse.
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Figura 5: Representação das órbitas de Mercúrio, Vênus e Marte em torno do
sol. A partir do software Celestia. Beteguelse tem diâmetro da ordem da
órbita de marte. (CELESTIA ,2009)
Em virtude de sua massa e composição algumas estrelas têm dimensões
expressivas, como a estrela Betelgeuse da Constelação de Órion, com dimensões da ordem
da órbita de marte, (DE FÁTIMA, MARIA OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER
OLIVEIRA FILHO, 2004). Esta característica só é possível devido ao comportamento da
matéria em seu período de formação. Na figura 5 temos um esboço das órbitas dos
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planetas, utilizando o software Celestia , nesta é possível perceber o tamanho da estrela
Betelgeuse.
Outra característica é que as estrelas aumentam muito de volume e sua massa
diminui devido à fusão nuclear. Assim podemos perceber que nesta etapa a sua densidade
diminui. Outro fato que caracteriza sua massa é a sua cor. As estrelas com maior massa são
azuis de até 100M0. Exemplo, Rigel com sua massa de aproximadamente 6.200M0 e
luminosidade de 40.600L0. Na categoria de supergigantes temos Betelgeuse e Antares.
Como gigantes temos Aldebaran e Capella, (DE FÁTIMA, MARIA OLVEIRA SARAIVA; DE
SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004).
3
Programa Celestia 1.6.0, desenvolvido para demonstrar o movimento dos planetas, eclipse,
localização e informações de planetas e estrelas. Este software é livre.
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3. DE QUE MATERIAL É FEITO ÀS ESTRELAS?
As estrelas são constituídas abundantemente de hidrogênio em sua fase inicial,
apesar da possibilidade de possuir outros elementos. Os astrônomos são unânimes ao
reconhecerem que em sua fase inicial uma pequena quantidade de hélio exista. Devemos
lembrar que é apenas uma pequena quantidade de hélio comparado à quantidade de
hidrogênio. Pois, na realidade essa quantidade é enorme.
Sabemos que o hidrogênio é o elemento mais abundante no universo. Existem
imensas nuvens gasosas composta quase totalmente em hidrogênio. Este elemento está
presente do início da formação da estrela até a sua morte. Mesmo para as estrelas que
efetuam todo ciclo de queima de hidrogênio em hélio até o ferro. A quantidade de hidrogênio
deve ser tal, que mesmo para surgir uma estrela como o Sol, seria necessário uma nuvem
do tamanho do sistema solar inteiro.
Devemos compreender que, o hidrogênio nas nuvens gasosas tem características
diferentes do hidrogênio presente na estrela. Pois a temperatura da ordem de milhões de
Kelvin faz com que o comportamento da matéria seja diferente. Sendo este conhecido como
estado de plasma.
Na sua fase atual o Sol possui 75% de sua massa formada por hidrogênio e 25% de hélio.
Em termos de número de átomos 92,1% dele é formado por átomos de hidrogênio e 7,8% são
átomos de hélio. Todos os outros elementos mais pesados do que o hélio, que chamamos
coletivamente de "metais" representam apenas 0,1% da massa do Sol. No entanto, à medida
que o hidrogênio vai sendo convertido em hélio na sua região central pelos processos de
fusão da cadeia p-p esta relação percentual vai lentamente mudando ao longo do tempo,
(OBSERVATÓRIO NACIONAL, 2007).
Em quase todo o período de vida das estrelas, existe uma fase conhecida como a
fusão do hidrogênio transmutando em hélio. No núcleo, local caracterizado por ser uma
parte interna da estrela, ocorre a queima do hidrogênio. Sendo este local responsável por
produzir energia e pressão suficiente para contrabalancear a gravidade da própria estrela.
No qual tenta comprimir e esmagar a estrela. Sem a queima de hidrogênio não é possível
surgir uma pressão que entre em equilíbrio com a gravidade. Veremos depois o que ocorre
quando se esgota todas as possibilidades de fusão de todos os elementos que irão surgir
neste núcleo estelar.
Posteriormente, será pormenorizada cada etapa da fusão dos elementos. Entretanto,
podem-se adiantar que, quando todo o hidrogênio disponível queima, o elemento seguinte
desta reação é o hélio não ionizado. Quando esse combustível disponível esgota, a estrela
volta a ser comprimida e uma fina camada de hidrogênio acima do núcleo (que agora é de
hélio) começa a queimar novamente. O núcleo de hélio ainda não iniciou a queima. Para dar
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início à queima do hélio outros fatores irão ponderar para que isso ocorra, como veremos
depois.
Se todo o hidrogênio disponível no Sol pudesse ser queimado, o Sol poderia continuar a
brilhar por 70 bilhões de anos. Entretanto, o percentual disponível para a queima, no interior é
muito pequeno, da ordem de 10%, o que reduz a vida do Sol para cerca de 10 bilhões de
anos. Dependendo da massa estelar, o hélio inerte poderá ser utilizado em outro processo de
reação, a queima do hélio, (ARANY-PRADO, 2006).
4. COMO SURGEM AS ESTRELAS?
Sabem-se que as estrelas surgem de gigantescas nuvens, formada por gás e poeira.
Entretanto, quais seriam os aspectos necessários para formar estas nuvens com potencial a
ponto de formar estrelas?
4.1 AS NUVENS COMO PRÉ-FORMAÇÃO ESTELAR
As estrelas surgem a partir de nuvens densas formadas por alguns eventos
anteriores. A formação pode-se iniciar-se por eventos e situações diversas em uma nuvem
de gás, mas em princípio elas se formam no interior de imensas nuvens composta em sua
maior parte de hidrogênio e em menor quantidade de hélio e outros elementos. Estas
nuvens são extremamente densas e com temperaturas muito baixas.
Os astrônomos antigos especulavam muito, faziam muitas observações para tentar
observar e explicar o nascimento de uma estrela. Laplace foi um deles, no qual chegou
perto da teoria atual. No entanto, não haveria como observar diretamente o fenômeno, pois
ocorre destas estrelas estarem no meio de todo o material no qual a deu origem, gás e
poeira, tornando assim uma dificuldade as observações.
Os astrônomos só conseguiram driblar esta dificuldade quando os telescópios
ficaram mais modernos como o XANDRA4 e o HUBLLE5. Portanto, com o advento de poder
observar ondas com outros comprimentos de onda como o infravermelho, ondas de raio x,
ondas de rádio, infravermelho e ainda o visível, a astronomia moderna obtém respostas
mais coesivas no que tange o nascimento das estrelas.
4
O telescópio Xandra, que está em órbita na Terra. Com sensores para o infravermelho entre
5
Telescópio espacial Huble a mais de 15 anos em órbita da terra. Por meio dele diversas
outros
novas teorias e respostas foram formuladas no campo da Astronomia.
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A temperatura do meio interestelar pode variar, dependendo da presença ou não de fontes
quentes locais. Em algumas regiões o meio interestelar é muito frio, com uma temperatura de
apenas alguns Kelvins. No entanto, se houver uma estrela ou qualquer outra fonte de
radiação nas vizinhanças, sua temperatura pode chegar a milhares de Kelvins. Verifica-se que
a temperatura média do meio interestelar, em uma região escura, é cerca de 100 K.
(OBSERVATÓRIO NACIONAL, 2007).
Assim, a região interestelar é compreendida como o espaço entre uma estrela a
outra. Esta região por um tempo acreditava-se de ser um local de puro vácuo totalmente
desprovido de matéria. No entanto, isto não é mais aceito, pois observações em outras
faixas do espectro eletromagnético mostram que esta região possui muitos elementos. O
que devemos ter em mente é que, a região entre uma estrela e outra é enorme (como a
distância entre o sol e a estrela Alfa-do-Centauro: 4,2 anos-luz). Assim a concentração
material por cm3 é baixa. No entanto não podemos chamar esta região de puro vácuo.
O gás interestelar é bastante rarefeito. No entanto, 99% da matéria interestelar é composta de
gás. Destes 99% temos que, aproximadamente, 90% é formado por hidrogênio atômico ou
molecular, cerca de 9% é hélio e apenas 1% é formado por elementos mais pesados do que o
hélio. O meio interestelar da nossa Galáxia é preenchido com uma distribuição muito difusa
de gás hidrogênio neutro. Este gás rarefeito tem uma densidade típica de cerca de 1 átomo
-24
por centímetro cúbico, ou seja, 10 gramas por centímetro cúbico(...).(OBSERVATÓRIO
NACIONAL, 2007).
Temos então que a observação desta nuvem, matéria ou gás interestelar é
dificultosa, pois o material a ser observado é quase um vácuo puro, e este material tem
temperatura extremamente baixa. Com a temperatura baixa a dificuldade na observação
está na falta de emissão de luz visível e ultravioleta.
Temos que, no átomo de hidrogênio nestas circunstâncias não ocorre à transição do
elétron e assim não há emissão de ondas eletromagnéticas na faixa do visível, entretanto, é
possível ocorrer emissão de ondas de rádio devido ao momento do spin do próton e do
elétron. Este momento de spin pode ser comparado com o movimento de rotação em torno
de um eixo, em analogia com a física clássica.
O próton e o elétron possuem cargas elétricas, consequentemente pequenas regiões
de campos magnéticos são formados em sua volta. A interação destes campos produz uma
diferença de estado de energia devido aos dois estados possíveis do spin do próton e do
elétron estarem em uns momentos alinhados e noutro não. A diferença de energia existente
entre estes possíveis estados corresponde à energia de ondas de rádio emitida.
Em uma colisão, um dos átomos pode ganhar energia e se tornar excitado, os spins
do próton e elétron ficam alinhados, ou seja, estado de maior energia. Observa-se que, este
estado excitado, de maior energia, não é para sempre e os spins tornam a configuração
inicial, estado de baixa energia. Assim, esta diferença de estados produz energia
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característica das ondas na faixa das ondas de rádio e λ = 21cm. Logo, o instrumento
utilizado para a detecção destas ondas, são os radiotelescópios, únicos instrumentos
capazes de mostrar regiões frias das nuvens compostas basicamente de hidrogênio atômico
(OBSERVATÓRIO NACIONAL, 2007).
Esta matéria interestelar, geralmente, envolve uma estrela formada pelo colapso de
regiões desta nuvem. Estas estrelas têm temperaturas altíssimas e assim conseguem
ionizar regiões desta nuvem. Este hidrogênio que recebe energia da estrela consegue emitir
luz no visível quando ele libera esta energia ao voltar para o seu estado de menor energia.
Assim, é possível observar gigantescas nuvens brilhante, conhecidas como nebulosas.
Figura 6: Nebulosa de Orion. (HUBBLESITE. Disponível em:
<http://hubblesite.org/gallery/album/nebula>. Acesso em:
25/04/2009)
Objetos muito explorados por astrônomos são as nebulosas, em particular, a
nebulosa de Órion, identificada na figura 6. Devido a sua beleza e por ser a nebulosa mais
perto da Terra, com distância estimada em torno de 1.500 anos-luz. Ela é comumente
chamada de berçário estelar por apresentar regiões com grande potencial em formação de
estrelas. (DE FÁTIMA, MARIA OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA
FILHO, 2004)
Tem-se, então, que a presença de uma ou mais estrelas dentro dessa matéria
interestelar, ioniza o hidrogênio, de forma que os elétrons saltem do átomo. Assim, teremos
a presença de elétrons livres nessa nuvem. Devido a presença de elétrons livres na nuvem,
poderá aumentar o número de colisões entre os átomos presente e assim aumentar a
temperatura da nuvem.
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„‟As colisões que ocorrem entre estes elétrons livres „‟termalizam‟‟ esta energia
cinética aquecendo o gás nebular até uma temperatura de cerca de 10.000 K.‟‟
(OBSERVATÓRIO NACIONAL, 2007). Nestas regiões, a densidade é tal que, alguns
átomos de hidrogênio reagem formando o hidrogênio molecular. Nestas regiões a
temperatura é mais baixa devido ao fato de que nessa reação há emissão de fótons, é por
este motivo, que estas regiões são mais escuras quando observadas, pois terá menor
intensidade em radiação infravermelha.
Figura
7:
Nebulosa
NGC
1999.
(OBSERVATÓRIO NACIONAL, 2007)
A figura 7 mostra a nebulosa de reflexão NGC 1999, na parte superior da imagem
podemos observar um aglomerado conhecido como L1641N iluminando uma região
densa. Nesta região estudos revelaram a presença de mais de 50 estrelas em
formação. (OBSERVATÓRIO NACIONAL, 2007).
Sabemos agora que estas imensas nuvens se tornam um local propício ao
nascimento de estrelas. Essas massas moleculares se contraem devido ao efeito de sua
gravidade para formar estrelas a partir de vários fatores.
Para iniciar esta contração, temos que os elementos componentes desta nuvem ou
partes dela contraiam. Ou seja, é necessária uma força de atração gravitacional entre a
matéria. Assim, alguns aspectos externos podem tornar esse quadro possível, tais como:

A passagem de outra nuvem molecular que poderia aumentar a densidade em certas
regiões, devido à força gravitacional se tornar maior.
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
Explosões de supernova6. Grandes estrelas no final de suas vidas explodem. Nestas
explosões, é impelida uma imensa massa de gás, poeira, radiação, elétrons livres até
mesmo elementos pesados. É exatamente essa quantidade de matéria expelida em
alta velocidade que pode ionizar partes da gigantesca nuvem em sua volta.

Instabilidades gravitacionais. Apesar dos fatores acima que advém desta, observa-se
que este evento possa surgir. Independente de explosões estelares ou passagem de
nuvens moleculares, pois, todo material interestelar tem sua dinâmica própria.
Podendo assim, ionizar um ou outro hidrogênio e com isto apresentar uma força
elétrica entre os átomos de maior intensidade, consequentemente, aumentar a
densidade em certas regiões.
Temos então que, as situações descritas acima podem dar inicio à contração
gravitacional da nuvem. Entretanto, é fácil perceber que esta contração não se dá por toda
nuvem, mas apenas partes ou parte dela. Estes caroços mais densos conseguem
desprender-se da nuvem, formando então pequenas nuvens mais densas e potencialmente
mais capazes de iniciar o processo de formação estelar. Estes objetos fragmentados são
conhecidos como protoestrelas. Para Maciel as protoestrelas são definidas como:
Após a instabilidade gravitacional, chega-se a uma estrutura em que uma região central mais
densa atinge o equilíbrio hidrostático, enquanto as camadas mais externas continuam a cair.
Essa matéria, ao cair no núcleo, é aquecida, e sua energia é parcialmente perdida pelo
processo de radiação. A nuvem inicialmente homogênea vai aos poucos aumentando sua
2
densidade central. Pela conservação da massa pα1/r , o perfil de densidade tende para uma
5
lei tipo, em escalas de tempo da ordem de 10 anos. A estrutura formada, em que o caroço
central atinge o equilíbrio hidrostático, é chamada uma proto-estrela. Nesse objeto, a
temperatura central ainda não é alta o suficiente para ocorrer à ignição do hidrogênio. (Maciel,
1999).
Assim, é devido a estes fragmentos que observamos o surgimento de várias estrelas
em certa região e não de forma aleatória. Neste período de colapso gravitacional ocorre a
perda de energia potencial gravitacional devido à diminuição de seu diâmetro. Parte desta
energia é transformada em calor. Era esta energia que os astrônomos antigos admitiam
inicialmente como única fonte de energia das estrelas. Porém, nesta época não era
conhecida ainda a fusão nuclear.
Temos então, que esta região, protoestrela, poderá originar estrela. Isto advém do
fato de que, no interior da protoestrela, especificamente mais no centro, as forças
6
Supernova é o nome dado a uma gigantesca explosão estelar devido à contração estelar.
20
gravitacionais são bem mais intensas que na parte externa desta. Devido às partículas no
seu interior estarem muito mais próximas.
Assim, observamos que se seu centro tem força atrativa mais intensa, esta região
interna irá se contrair mais rapidamente que a parte externa. Isto faz com que o interior
tenha temperatura mais alta e se aqueça mais que a periferia. Isto porque, com a diminuição
do diâmetro da protoestrela, especificamente na região central, haverá menos espaço entre
as partículas e com isto haverá mais colisões e, consequentemente, um aumento de
temperatura nesta região.
A física é muito abrangente entre as áreas de conhecimento, um dos tópicos
importantes que deve ser lembrado para o conhecimento da dinâmica estelar é a
termodinâmica. Área que estuda o comportamento molecular em função da temperatura,
pressão e volume, bem como vários outras grandezas.
Da „‟Lei dos gases perfeitos‟‟ têm-se a equação:
P.V = n.R.T
(2)
Por esta equação podemos perceber que o aumento da temperatura provoca o
aumento da pressão interna na protoestrela e consequentemente um aumento da força
gerada pela por essa pressão.
F
P=A
(3)
Assim, pela equação 3, com o aumento da pressão a força devido a expansão dessa
massa sendo diretamente proporcional, também irá aumentar.
Tem-se então um embate entre forças nesta massa. Uma das forças é a responsável
por fazê-la contrair. Esta é a mesma força que está agindo quando estamos em um local
alto e que nos faz ir ao chão em direção ao centro da terra, estamos falando da força da
gravidade. Já no gás, temos que, como ele está sendo aquecido, a pressão irá aumentar
fazendo com que força (no sentido interior para o exterior) aumente, obedecendo à equação
(3) acima.
Assim, teremos duas forças, uma devido à pressão aumentar e a outra gravitacional.
Que em conjunto faz com que esta massa venha a se expandir (força do gás em expansão)
e comprimir (força gravitacional).
Acontece que, em determinado instante, esta pressão interna, exercida pelas
partículas, consegue entrar em equilíbrio (aproximado) com a força gravitacional que
procura comprimir cada vez mais o gás. A esta condição de equilíbrio é que podemos dizer
da existência de uma estrela. Assim, somente quando esta situação ocorre é que dizemos
que foi formada uma estrela. „‟(...) Definiu-se uma estrela como sendo uma esfera gasosa,
em equilíbrio hidrostático, capaz de produzir e liberar sua própria energia‟‟.
21
Figura 8: - A imagem mostra a estrela HR 4796 com o seu disco em sua volta.
Ela foi obtida por astrônomos da NASA do Keck Observatory. (HUBBLESITE.
Disponível
em:
<http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/03/image/a/forma
t/web_print/>.Acesso em: 13/07/2009).
Na figura 8 podemos perceber a situação discutida anteriormente. Quando o núcleo
é comprimido mais rapidamente que a região externa dando origem a uma protoestrela.
Assim, dentro da comunidade cientifica acredita-se que este disco externo é a origem de
formação dos planetas e planetóides, esta suposição é evidenciada nesta estrela bem como
em outras fotografadas.
Alguns eventos ainda mais intrigantes ocorrem na formação estelar, pois, já que a
região central da nuvem se contrai mais rápido e, consequentemente, atrai matéria com
maior força que a região central, porque então, este núcleo ou estrela em algum momento
de sua existência não adquire todo o material restante contido da nuvem inicial?
Uma das respostas para esta situação está na reação química que ocorre nas
nuvens moleculares devido à radiação ultravioleta. Vejamos que, primeiramente as nuvens
moleculares estão geralmente dispostas no espaço entre as estrelas, estas, devido a sua
dinâmica, emitem radiação ultravioleta atingindo então regiões da nuvem molecular, que
consequentemente reagem com o material molecular e destrói as moléculas, assim, o
material restante é destruído pela radiação ultravioleta externa à nuvem. (OBSERVATÓRIO
NACIONAL, 2007).
Na figura 9 observa-se à nebulosa M16, uma região conhecida como nebulosa da
Águia. Trata-se de uma imensa nuvem de gás e poeira. Tem-se que a região das pontas
22
destes tentáculos é maior que o nosso sistema solar. Nuvens assim, frequentemente são
chamadas de „‟ berçário estelar‟‟ devido ser um local de formação de estrelas.
Figura 9: Nebulosa M16, local de intensa
atividade der formação estela. (HUBBLESITE.
Disponível
em:
<http://66.49.141.227/Hubble%20Universe/Tri
fid%20Nebula%20M20.jpg> Acessado em
13/08/2009)
A este processo de destruição do gás da nuvem molecular por meio da radiação ultravioleta
das estrelas damos o nome de fotoevaporação. À medida que isso ocorre pequenos glóbulos
de gás bastante densos, chamados "EEG" (Evaporating Gaseous Globules - Glóbulos
Gasosos que Evaporam), e que estão imersos bem dentro da nuvem, são revelados. Dentro
de alguns desses EEGs estão estrelas "embriônicas‟‟.(OBSERVATÓRIO NACIONAL, 2007)
Vimos que, inicialmente o núcleo aumenta a sua massa devido ao aumento da
intensidade da força gravitacional e que em razão disto rompe-se de uma região externa.
Seria de se esperar que, posteriormente este material também fosse direcionado para o
centro. No entanto, ocorre que a radiação ultravioleta destrói o gás molecular e os EEGs do
núcleo, assim, a estrela para de aumentar a massa, observamos então que, somente
quando os EEGs são destruídos é que a estrela se torna visível.
Processos deste tipo ocorrem em todo o espaço. (...). A nebulosa Trifid está localizada a
cerca de 9000 anos-luz de nós, na constelação Sagitario. Esta imagem, obtida pelo
Telescópio Espacial Hubble, mostra uma pequena parte da nuvem molecular densa que
forma a nebulosa M20. Esta nuvem está a cerca de 8 anos-luz da estrela central da nebulosa
(localizada fora da imagem na parte de cima). A radiação proveniente desta estrela está
23
destruindo a nuvem molecular. O "dedo" que parece sair do topo da imagem é um claro
exemplo de um EEG. A despeito da radiação ultravioleta incidente, este EEG ainda sobrevive
por ser formado por gás muito denso, mas em alguns milhares de anos ele terá evaporado e
revelará a estrela que está no seu interior. (OBSERVATÓRIO NACIONAL, 2007)
Figura 10 Nebulosa M20. (HUBBLESITE. Disponível em:
<http://66.49.141.227/Hubble%20Universe/Trifid%20Nebula%20M20.
jpg>. Acessado em: 20/11/2009)
A figura 10 mostra o berçário estelar existente na Nebulosa Trifid também conhecida
como M20 obtida pelo Telescópio Espacial Hubble. Nesta, podemos perceber o efeito
decorrente da radiação ultravioleta incidente de outra estrela (na parte superior) provocando
uma reação de quebra das moléculas da região externa da nuvem.
5. FONTE DE ENERGIA
Ao olhar para uma estrela e ver que ela está emitindo luz em princípio é algo muito
belo, principalmente onde não há muita poluição luminosa, como em uma fazenda, ou
chácaras, entre outros locais longe de cidades. Há algo muito mais belo, porém complexo,
nessa emissão luminosa. Porque elas brilham? Esta pergunta não é de hoje que é
24
indagada, desde a antiguidade, os povos tinham este questionamento do brilho das estrelas,
bem como, a fonte de energia que as fazem brilhar.
5.1 EVOLUÇÃO DOS CONCEITOS
Tudo começou a ficar mais brilhante somente no século XIX, devido às novas
compreensões de calor no estudo da termodinâmica. Pela primeira Lei da Termodinâmica
temos que a energia jamais é criada ou destruída, ela é simplesmente transformada em
outra forma de energia. Acredita-se que o primeiro a pronunciar essa lei foi o alemão Robert
Julius Von Mayer (1814 – 1878) que ao final de seu curso de medicina viajou para as Índias,
naquela época, os tratamentos baseavam-se em sangramento, assim Robert percebeu que
o sangue dos marinheiros vindo da Europa tinha coloração de um vermelho mais intenso,
diferentemente, a coloração do sangue de marinheiros que vinham de regiões dos trópicos
era mais clara.
Assim, essa coloração mais vermelha era porque aqueles que habitavam em locais
mais frios necessitavam de mais energia para manter a temperatura do corpo, logo, Robert
entendeu que essa energia, calor, era fruto das reações químicas dos alimentos
transformado em outro tipo de energia. Assim, ele aplicou este mesmo modelo para a idéia
de que todas as outras formas de energias também advinham de outra. Energia tem origem
no grego energeia, onde, en, compreende-se, em, e ergon, trabalho. Por seguinte, vários
livros de física dar-se ao termo energia como a capacidade de realizar trabalho (DE
FÁTIMA, MARIA OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004).
Logo por volta do século XIX grande parte da termodinâmica já estava bem definida,
pois a ciência já havia vencido diversos paradigmas, a sociedade já passara por revoluções
importantes, assim uma coisa já estava concretizada, a transformação da energia em outra.
Por conseguinte, os olhos dos astrônomos se voltaram para as estrelas e tiveram que
questionar-se que tipo de energia estava sendo transformada em calor.
Uma resposta bem lógica iniciou a partir do questionamento de Sir Robert Stawell
Ball em 1898 (1840 – 1913) do observatório de Cambridge. Onde notou que os fósseis de
muitos peixes apresentavam uma estrutura ocular bem desenvolvida (DE FÁTIMA, MARIA
OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004). Isso só seria possível,
se já naquela época a intensidade do brilho solar fosse tão intensa a ponto de proporcionar
um desenvolvimento nos olhos dos peixes. Assim, Robert definiu que o sol tem esta
estrutura e produz calor muito antes da humanidade. Mas de onde vem esta energia?
Descartada a hipótese de que a origem desta energia era o carvão devido ao seu
potencial energético, outra hipótese era questionada, a energia potencial gravitacional, onde
25
a lenta contração do sol fazia diminuir a energia potencial gravitacional e conversão em
calor.
Foi a partir desta teoria que veio a tona a termodinâmica como a vemos, devido a
estes cálculos para tentar comprovar tal hipótese foi que o físico teórico inglês Lord William
Thomson, Barão Kelvin (1824-1907) figura 11 apresentou a termodinâmica. Bem como,
estimou a idade do sol e iniciou uma proposta notavelmente absurda para a época,
chegando a seguinte conclusão: „‟Uma estrela que está drenando sua energia gravitacional
para emitir sua radiação só pode se contrair por certo tempo‟‟. (DE FÁTIMA, MARIA
OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004).
Assim, tem-se que este limite para a contração gravitacional dando uma idéia já da
degenerecência da energia dos elétrons. Era algo novo, com isto Kelvin estimou a idade do
sol entre 20 e 100 milhões de anos, muito maior que um sol a carvão. Porém, não era o
bastante, pois os registros fósseis proposto pelos geólogos datavam uma existência para o
sol de bilhões de anos.
Figura 11: Lord Kelvin. (DE FÁTIMA, MARIA
OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER
OLIVEIRA FILHO, 2004)
26
Figura 12: Arthur Stanley Eddington. (DE
FÁTIMA, MARIA OLVEIRA SARAIVA; DE
SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004)
Foi com o astrônomo Sir Arthur Eddington (1882-1944) figura 12, que uma nova idéia
da estrutura estelar iniciou. Sua proposta era de que a fonte de energia solar vinha do
núcleo, gerando uma pressão que estabilizaria sua estrutura por muito tempo. Para isto, a
partir do estudo de estrelas variáveis chamadas de Cefeidas, que alternam períodos de
aumento e diminuição de seu brilho em semanas ou meses. Temos que, a primeira Cefeida
observada foi em 1784 pelo astrônomo inglês Edward Pigoot (1753 – 1825). (DE FÁTIMA,
MARIA OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004)
Eddington então comparou a variação do brilho de Cefeidas com observações desde
1784 (possivelmente algumas encontradas por Tycho Brahe) e estipulou que o período de
variação brilho deveria ter uma redução em 17 segundos por ano. Assim, logicamente ao
interpretar os dados atuais para aquela época na variação de brilho, não encontrou valor
algum. Portanto, a grande fonte de energia não poderia ser devida a contração gravitacional.
27
5.2 A EQUAÇÃO PROPOSTA POR EINSTEIN (E=M.C 2) E A FUSÃO NUCLEAR
Devido à desconcertante hipótese de a contração gravitacional ser a fonte de energia
das estrelas, Eddington teve de propor outra.
Mesmo antes de Einstein, a variação de massa já era questionada, o crédito da
teoria da relatividade é de Einstein, todavia devemos entender que houve um
amadurecimento das interpretações do comportamento da matéria, como mostra Roberto de
Andrade Martins em seu artigo, física e história.
Experimentos realizados em 1901, por Walter Kaufmann, utilizando raio beta (elétrons de alta
energia emitidos por substâncias radioativas). Nesses experimentos, os elétrons tinham
7
velocidades entre 0,8c e 0,9c. (...) Esse efeito foi deduzido inicialmente como uma
consequencia da teoria eletromagnética de Maxwell. (MARTINS, 1994) .
E  m.c 2
(4)
Tem-se que então que já em 1920, a equação 4 proposta por Albert Einstein em
1902 já era bem conhecida. Onde E, é energia; m massa e c a velocidade da luz no vácuo.
Nesta relação, Einstein trás a realidade de que massa pode ser transformada em energia.
Sabemos da impossibilidade da transformação total de matéria em energia, o que tem-se é
que uma pequena quantidade de matéria como produto de reações de fusão é que são
convertida em energia. Todavia, imaginem se
1Kg de matéria pudesse ser totalmente
convertida em energia, teríamos 90.000.000.000.000.000 ( 90 quatrilhões de joules)
certamente muita energia.
Devemos lembrar que neste período poucos anos fazia desde a descoberta de que o
átomo possuía um núcleo composto por próton e elétron, bem como, o conhecimento acerca
do nêutron ainda não tinha aparecido, logo qualquer noção nessa época de energia
subatômica eram teorias e hipótese ainda sem respostas concretas.
Eddington considerou o que hoje chamamos de fusão nuclear, a conversão de quatro prótons
em um núcleo de hélio, mas ele não gostava da idéia porque isso limitava a vida das estrelas
a alguns bilhões de anos. Eddington favorecia um processo que, hoje em dia, sabemos que
não ocorre na natureza, à aniquilação de prótons por elétrons, que produziria energia
suficiente para milhares de bilhões de anos. (DE FÁTIMA, MARIA OLVEIRA SARAIVA; DE
SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004).
Tem-se que a proposta por Eddington tinha um foco correto, embora não saber da
existência do nêutron. Somente em 1932 é que o físico inglês Sir James Chadwick (18911974) apresentou ao mundo a existência de outra partícula, o nêutron (Wikipedia ). Todavia,
apesar de tratar o nêutron como partícula desprovida de carga elétrica, a implicação de sua
7
8
c denominada velocidade da luz com valor constante de aproximadamente 3.10 m/s
28
existência corroborou com o desvendar da principal fonte de energia das estrelas. A partir
de então, o átomo composto por elétron, próton e nêutron teve grande impacto na
formulação de novas teorias e leis como veio a ocorrer.
Figura 13: Hans Bethe (1906 – 2005) ganhador da Medalha Max Planck
(1955), prêmio Enrico Fermi (1961), Nobel de Física (1967), Medalha de Ouro
Lomonossov (1989) e Medalh Bruce (2001). (NEWSLETTER, 2005)
Em uma conferência realizada em março de 1938 em Washington onde reuniu vários
astrônomos, dentre eles o imigrante alemão Hans Albrecht Bethe, (figura 13). Um grande
entendimento foi gerado acerca do combustível estelar. Logo após a conferência, Bethe
propôs que a fonte de energia das estrelas seria a fusão nuclear. Com esta teoria publicada
em seu artigo “A produção de Energia nas Estrelas” publicado em 1939 foi que recebeu o
prêmio Nobel em 1967. Devem-se lembrar que nesta época iniciava a 2ª Guerra Mundial,
onde grandes cientistas foram expulsos da Alemanha de Hitler, inclusive Bethe. (DE
FÁTIMA, MARIA OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004)
Hans Bethe demonstrou as reações nucleares, onde quatro prótons reagem e
formando um núcleo de hélio, nesta reação há grande liberação de energia, a mesma
proposta por Eddington. Podemos perceber que, Bethe era excepcional em seus
conhecimentos acerca de fusão nuclear, ele sabia que tipo de ciclo poderia estar ocorrendo
no sol pela temperatura. Nesta época, a temperatura do sol era conhecida, girava em torno
de 19 milhões de Kelvin assim, para esta temperatura a energia gerada era em função do
29
ciclo do carbono, segundo Bethe. (DE FÁTIMA, MARIA OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA,
KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004)
Figura 14: Esquema do ciclo do carbono (OBSERVATÓRIO NACIONAL, 2007).
Na figura 14 temos o ciclo carbono – nitrogênio completa. Dá-se o nome de ciclo
devido iniciar com o elemento carbono e produzir carbono como elemento final. bem como,
o elemento nitrogênio que deverá ser realizado por estrelas com uma quantidade maior de
carbono em se núcleo.
Neste ciclo a primeira linha nos mostra a fusão entre núcleo de hidrogênio (próton) e
um núcleo de carbono, formando então, um núcleo instável de nitrogênio
de radiação gama. A linha a seguir mostra que o
30
13
13
N e a liberação
N por se encontrar instável, ocorrerá um
processo de decaimento8 nuclear e formará o isótopo9 de carbono (13C), nessa reação serão
emitidos pósitron (e+) e neutrinos do elétron (𝜐𝑒 ) .
Em seguida temos que o núcleo de carbono (13C) que se funde com outro núcleo de
hidrogênios (1H) formando um isótopo do nitrogênio (14N) com liberação de raios gama 𝛾). O
nitrogenio (14N) se funde com outro núcleo de hidrogênio (1H), gerando um isótopo instável
do oxigênio (15O) e liberação de raios gama 𝛾).
O oxigênio (15O) instável irá, também, decair buscando sua estabilidade, produzindo
assim o nitrogênio (15N), o pósitron (e+) e os neutrinos do elétron (𝜐𝑒 ).
Finalizando temos que o nitrogênio (15N) se funde com um núcleo de hidrogênio (1H)
formando hélio e novamente o carbono (12C) (ANTARES KLEBER; LUZIA FERRAZ
PENALVA RITE; THIAGO MOEDA SANT´ANNA; RODRIGO CASSARO RESENDE
EDILENE FERREIRA, 2009).
Este ciclo proposto por Bethe seria a resposta para a fonte de energia do sol, devido
à temperatura da época. Percebemos que para ocorrer este ciclo é altamente improvável,
pois é necessária a existência de uma região altamente densa e temperatura central muito
alta (ANTARES KLEBER; LUZIA FERRAZ PENALVA RITE; THIAGO MOEDA SANT´ANNA;
RODRIGO CASSARO RESENDE EDILENE FERREIRA, 2009).
Na natureza existem quatro tipos de força, a força fraca devido a gravidade, a força
eletrostática de repulsão ou atração entre cargas elétricas, a eletrofraca que segura o
elétron em torno do núcleo e a eletroforte responsável por manter os prótons unidos em um
núcleo. Temos uma situação aparentemente absurda aos nossos sentidos, pois sabemos
que cargas de sinais opostos se atraem e de sinais iguais se repelem pela força
Coulombiana, mas como é que os prótons estão unidos por uma força cerca de 100 vezes
maior que aquela que a repele?
Temos então uma situação complexa de compreender, pois envolve vários
conceitos, teorias e técnicas muito modernas, no entanto, devemos lembrar que existem
fenômenos e processos físicos que independem da nossa compreensão, a física tenta
formular um modelo que responde a um comportamento observável ou não, assim é com
esta noção que devemos tentar entender o comportamento nuclear.
A fusão nuclear nada mais é que a união de dois ou mais elementos ou núcleo, ou
prótons em que um dos produtos dessa reação é a liberação de enorme quantidade de
energia e, consequentemente, a formação de outro elemento. No entanto, para formar outro
8
Decaimento nuclear é o processo de um átomo buscar sua estabilidade emitindo alguma
radiação.
9
Isótopos são elementos químicos caracterizado por possuir mesmo número de prótons em
seu núcleo.
31
elemento é preciso adentrar no núcleo atômico e vencer a força elétrica. Temos que a força
elétrica é de ação a longa distância, já a força eletroforte do núcleo tem ação a curta
distância que corresponde a 10-13 cm conhecido como 1 Fermi10.
A partir desta distância é que a força eletroforte têm ação, assim temos, por exemplo,
que o próton necessita de vencer a força elétrica e somente quando ele se encontra na
distância de um Fermi é que ele é atraído com maior intensidade, no entanto, o ambiente
necessário para ocorrer é muito complexo. Apesar de tal complexidade, nas estrelas, onde a
densidade de prótons em conjunto com temperaturas altas, fornecem elementos suficientes
para que as fusões aconteçam com facilidade.
A massa de um átomo é praticamente devido ao seu núcleo, pois a massa do elétron
é cerca de 1690 vezes menor que a soma das massas do próton e do nêutron (ANTARES
KLEBER; LUZIA FERRAZ PENALVA RITE; THIAGO MOEDA SANT´ANNA; RODRIGO
CASSARO RESENDE EDILENE FERREIRA, 2009). Temos que a massa de um nêutron é
muito próxima da massa do próton, em um processo de fusão a massa do novo núcleo
formado é ligeiramente diminuída, no entanto, mesmo que esta diferença encontrada nas
reações seja pouca, a energia liberada é muito alta. Podemos perceber isto na relação de
massa e energia proposta por Einstein na equação 4.
Atualmente o valor encontrado para a temperatura no núcleo do sol é da ordem de
15 milhões de Kelvin. Para esta temperatura de acordo com Bethe o ciclo dominante é o
próton-próton, neste processo temos a queima do hidrogênio e a formação de hélio. A
grande diferença entre qual ciclo ocorre no sol está na ordem de dependência de
temperatura. No caso do carbono a produção de energia é proporcional a vigésima potência
da temperatura, no entanto para o ciclo próton-próton possui uma dependência na ordem da
quarta potência. É esta diferença na dependência da temperatura que irá influenciar no ciclo
realizado (Maciel, 1999).
Temos então que, o ciclo predominante realizado no sol é o ciclo próton-próton, isto
ocorre, devido à temperatura no interior do sol ser influenciado pela sua massa. Estrelas
mais massiva tem temperaturas em seu núcleo maior que estrelas menos massiva. Esta
relação de massa e temperatura do núcleo advém do fato de que no núcleo mais massivo
ter maior densidade de partículas e, consequentemente, maior choques entre estas, assim
há aumento de temperatura e energia cinética do próton que poderá penetrar a força elétrica
do núcleo atômico mais pesado.
10
1 Fermi é uma unidade de medida de distância correspondendo a 10-13cm.
(ARANY-PRADO, 2006).
32
Estrelas como Rigel extremamente mais massiva que o sol, possui temperatura no
seu núcleo em torno de 400 milhões de Kelvin e neste caso o ciclo do carbono prevalece
devido o seu núcleo possuir temperatura para tal. No ciclo próton-próton ocorre uma menor
liberação de energia devido à menor energia cinética dos prótons (DE FÁTIMA, MARIA
OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004).
Na figura 15 temos as reações possíveis no ciclo próton-próton, nesta podemos
perceber a probabilidade de uma entre às três etapas. Inicialmente temos dois átomos de
hidrogênio que se fundem formando um núcleo de deutério, um pósitron e um neutrino.
Sabemos que em seguida o neutrino irá escapar da estrela, o pósitron logo poderá
encontrar um elétron em sua trajetória a aniquilar-se, liberando raios gama. Em seguida
temos que o deutério irá reagir com outro átomo de hidrogênio e formando o isótopo do hélio
(dois prótons e um nêutron) que irá liberar radiação gama. Finalmente teremos que dois
destes isótopos de hélio formado irá reagir formando um átomo de hélio e dois átomos de
hidrogênio. Outras reações de acordo com a figura 15 poderão gerar a produção de hélio.
Sendo que a etapa mencionada anteriormente terá maior probabilidade de ocorrer
(ANTARES KLEBER; LUZIA FERRAZ PENALVA RITE; THIAGO MOEDA SANT´ANNA;
RODRIGO CASSARO RESENDE EDILENE FERREIRA, 2009).
Figura 15: Reação química no ciclo próton-próton. (OBSERVATÓRIO NACIONAL, 2007)
Temos assim que Bethe iniciou um campo de estudo que hoje está bem
desenvolvido. A partir desse trabalho a astrofísica consegue determinar até mesmo o tempo
33
de vida de uma estrela. Para o sol, os cálculos fornecem um período de vida de 6,5 bilhões
de anos findado em uma anã branca. (SAGAN, 1992)
Sabemos, com certeza, que o Sol converte aproximadamente 600 milhões de toneladas de
hidrogênio em hélio por segundo, mantendo a vida aqui na Terra. Essa energia produzida
pelo Sol, de L = 3,847x1033 ergs/s, é equivalente a 5 trilhões de bombas de hidrogênio por
segundo. (DE FÁTIMA, MARIA OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO,
2004).
Assim, podemos perceber que a energia liberada pelo o sol é quase totalmente
devido à fusão nuclear, pois, também existe uma pequena parcela de energia térmica e a
energia vinda da contração gravitacional em comparação com a energia nuclear. Por
conseguinte, temos que as primeiras indagações sobre a fonte de energia ser fruto da
contração gravitacional, em parte estavam corretos. No entanto, a principal fonte é a fusão.
O sol é realmente muito potente, em agosto de 1949, os E.U.A. (Estados Unidos da
America) lançou a primeira bomba atômica sobre Hiroshima no Japão, esta bomba tinha
20.000 toneladas de TNT. Apenas uma bomba de hidrogênio equivale a 20 milhões de
toneladas de TNT. Como o sol tem uma potência de cinco trilhões de bombas de hidrogênio
por segundo, temos então, que a cada segundo ocorre explosões na ordem de vigésima
potencia de toneladas de TNT.
Muita energia assim não poderia vir da queima de carvão. No entanto, não podemos
excluir a existência de outras fontes como a térmica, a gravitacional devido à contração e a
principal destas, a fusão nuclear.
6. LUMINOSIDADE
6.1 LUMINOSIDADE (ENERGIA POR SEGUNDO) E TEMPO DE VIDA DE UMA ESTRELA.
Se fosse perguntado a qualquer pessoa adulta ”qual é o seu tempo de vida?“ talvez a
resposta fosse, ”viverei até uns 70 ou 80 anos”. Esta resposta advém do fato de observarem
a média de vida da população. Mas se a pergunta fosse ”Qual o tempo de vida de uma
estrela?”. Estrelas não existiram ou existirão para sempre, assim como sabemos que a
formação de uma estrela inicia-se em uma contração gravitacional e por seguinte ocorre a
fusão nuclear, a partir de várias etapas.
Imagine você com certa quantia expressiva de valores monetários, qual seria o
tempo que você teria este valor disponível? Temos que será a razão entre o valor que
possui e a taxa com que é gasto cada centavo, assim é o tempo de vida das estrelas, será a
razão de energia disponível pela taxa com que esta energia é gasta.
34
Deveremos saber, então, qual a energia total disponível em uma estrela. Temos que
três fases devem ser analisadas, uma antes de iniciar a fusão nuclear, ou seja, a energia
devido à contração gravitacional. Outra no início da fusão de quatro núcleos de hidrogênio
em um núcleo de hélio. Por fim, se a estrela tiver temperatura suficiente para continuar a
fusão de hélio em carbono seguindo talvez até o ferro. Este tempo também deve ser
computado.
Assim, é no período de fusão nuclear que dizemos que estrela tem maior tempo de
vida. Podemos então fazer uma estimativa neste período, no entanto existe uma relação
muito importante na astronomia que trata a luminosidade da estrela, quanto mais massiva
for uma estrela, maior será sua luminosidade. Tem-se que pela equação 5 o fato de que
quatro núcleos de hidrogênio serão fundidos em 1 núcleo de hélio.
4m p  1m
(5)
Onde mp representa a massa do próton correspondendo a 6,694.10-27 Kg e mα a
massa do núcleo de hélio equivalente a 6,646.10-27. Podem-se perceber que inicialmente
uma massa ligeiramente maior do que a massa do produto final em 4,8.10-29 Kg. Assim temse que,
4,8.10 29 Kg
 0,007
6,694.10 27 Kg
(6)
Este valor de 0,007 representa apenas que apenas 0,7% da massa total que irá
reagir. Trazendo esses dados para uma estrela, como o Sol. Teremos que esta reação
ocorre apenas no núcleo da estrela, pois, somente nesta região é que teremos uma
temperatura e densidade suficiente para ocorrer à fusão. Assim, temos que não é toda a
massa da estrela que irá entrar na reação, mas apenas uma pequena região,
exclusivamente o núcleo.
Portanto fazendo uma estimativa de que o núcleo representa 10% da massa total da
estrela temos então a seguinte relação dado pela equação (4)
Logo :
E=0,007X0,1.Mestrela .c2
E  0,007 x0,1x(1,99 x1030 Kg ) x(3.108 ) 2
E  1,2537 x1045 J
Assim esta é a energia total liberada pelo Sol, em seu período de fusão do núcleo de
hidrogênio em hélio.
„‟Toda radiação eletromagnética carrega energia. Os vários tipos de radiação diferem
entre si pela energia associada. ‟‟ (ARANY-PRADO, 2006).
Temos então que, cada tipo de onda possui quantidade de energia diferente devido à
freqüência da onda emitida. Assim, é possível estimar o valor da energia associado à
35
freqüência de luz vinda do Sol. A quantidade de energia emitida por segundo pela superfície
de uma estrela é denominada luminosidade. Os astrônomos chamam assim, devido a este
fator ter relação com a temperatura, tamanho e tempo de vida da estrela.
A esta relação consideramos a Lei de Stefan-Boltzaman
que é definida pela
equação 7 por,
L  4R 2 . .T 4
(7)
Onde L é a luminosidade; R o raio; T a temperatura; σ a constante de StefanBoltzman com valor de 5,67051 x 10-5 ergs/cm2.K4.s.
Pela equação 7 percebemos que existe a possibilidade de duas estrelas com mesma
temperatura possuírem luminosidades diferentes. Tem-se também que, a influência da
temperatura na luminosidade é maior que o tamanho da estrela. Pois, a luminosidade é
proporcional ao quadrado do raio. Já a quanto a temperatura é proporcional a quarta
potência. Se uma estrela A tem temperatura apenas 1 grau maior que outra estrela B, a
luminosidade da estrela A será mil vezes maior.
A luminosidade do Sol em sua principal fase que é a fusão de hidrogênio em hélio
corresponde a L0 = 3,9.1026J/s. Portanto, se quisermos determinar o tempo de vida do Sol
nesta fase basta fazer a razão entre a energia disponível e a taxa com que esta energia é
consumida.
Tempo 
1,2537 x10 45 ( J )
 3,21.1018 s
26
3,9.10 ( J / s)
(8)
Temos então que o tempo de vida de Sol na fase principal corresponde a 1,01.1011
anos. Este valor é bem mais próximo da realidade prescrita por geólogos através da datação
do carbono 14. Vemos, porém, que este é o tempo de vida do Sol na sequência principal,
existe, porém o tempo de vida devido a atração gravitacional e a fase posterior a esta.
„‟As estrelas normais têm temperaturas variando entre 3.000 e 30.000K
aproximadamente (0,5T0 e 5T0), e luminosidade variando entre 10-4L0
e 10+6L0.‟‟ (DE
FÁTIMA, MARIA OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004).
Percebemos assim que, as estrelas tem uma tem temperaturas entre 0,5 e 5 vezes a
temperatura do sol e luminosidade variando entre 0,0001 e 1.000.000 vezes a luminosidade
solar.
7. CLASSIFICAÇÃO ESPECTRAL
As estrelas são classificadas conforme as características de sua luminosidade e
temperatura. Essa classificação é feita a partir do espectro da luz emitida por estas estrelas.
Cada espectro é determinado pela onda eletromagnética emitida pelos átomos do material
36
na estrela. Assim, a este espectro observado corresponde ao elemento existente. Assim, as
estrelas são organizadas conforme o seu espectro.
Estrelas tipo G, são de coloração amarela tem temperaturas superficiais em torno
5700K, apesar de existir outros elementos é composta principalmente por Hidrogênio, como
exemplo o sol 1L0 e 1R0 (raio = 1raios solares) temperatura de superfície 5860K.
Estrelas tipo O são estrelas azuis, com temperatura em torno 30.000K, a esta
temperatura superficial e o espectro observado corresponde a uma estrela com grande
quantidade de hélio oxigênio e nitrogênio. Exemplos, Mintaka 8.490L0 , com 11,19 R0 e
temperatura de 32.000K e Alnitak 10.800L0, com 13,77 R0
temperatura de superfície
32.000K.Todas as duas estrelas localizada no cinturão de Órion.
Estrelas tipo B são estrelas azul-claras, possui temperatura superficial em torno de
20.000K, possui principalmente hélio e hidrogênio entre outros. Exemplo Alnilam, estrela
central do cinturão de Órion com 30.600L0, com 25,49R0 e temperatura de superfície
26.000K.
Estrelas tipo A, estrelas brancas com temperatura superficial de 10.200K com
predominância do hidrogênio em sua atmosfera. Exemplo: Sirius, da constelação do cão
maior, com luminosidade de 22,1L0 e raio 1,92R0 e temperatura de superfície 9230K.
Estrelas tipo F, são amarelo-claras com temperatura superficial de 7000K, composta
por hidrogênio e principalmente ferro e titânio em seu núcleo. Exemplo, estrela Delta
Aquilae, localizada na constelação da águia, possui 9,19L0 e 1,95 R0
temperatura de
superfície 7.150K.
Estrelas tipo K, apresentam coloração alaranjada com temperaturas em torno de
5000K, são em geral muito parecidas e às vezes podendo ser confundidas com a de tipo G,
devido a suas características, possui todos os materiais compostos pela do tipo G e ainda
óxido de titânio. Exemplo, Arcturus, localizada na constelação do boieiro, possui
luminosidade 113L0 , 22,59R0 e temperatura de 4.420K
Estrelas tipo M são estrelas vermelhas e com temperaturas mais baixas, em torno de
3000K, nestas estrelas há grande quantidade de óxido de titânio. Exemplo, Betelgeuse da
constelação de Órion possui luminosidade 9.700L0 , 546,39 R0 e temperatura de superfície
3.450K.
8. A LUTA PELA SOBREVIVÊNCIA DAS ESTRELAS
Vimos anteriormente que as estrelas como o Sol fundem hidrogênio produzindo um
resíduo de hélio que será depositado em seu núcleo. O que acontece quando esse
combustível acabar? Podemos adiantar que o produto restante, Hélio, será agora a fonte de
37
energia, ou seja, iniciará a fusão de Hélio. No entanto, devemos ter cuidado aqui e deixar
claro algo extremamente importante e que não é citado com freqüência nos livros de
astronomia, podendo assim deixar dúvidas para alguns.
O início da queima do Hélio não irá iniciar quando todo o Hidrogênio acabar. Mas sim
em um dado momento quando a temperatura do núcleo estelar for necessária para iniciar a
queima do Hélio. Logo, não podemos afirmar que irá iniciar este ciclo a partir do instante em
que acabar todo Hidrogênio. Assim, uma camada de Hidrogênio irá permanecer queimando,
mesmo já ter iniciado a fusão do hélio.
Temos então que, ao diminuir a quantidade de hidrogênio, também irá diminuir a
energia liberada por fusão. Logo a temperatura diminui e não é capaz de fundir o hélio em
conseqüência, a força gravitacional tenderá vencer a força devida a pressão interna. Assim,
a estrela irá contrair e isto fará com que todo o gás aumente lentamente sua temperatura.
Em algum momento, quando a temperatura se tornar alta suficiente, cerca de 108 K.
Bem como a pressão e a densidade de elementos no núcleo é que irá iniciar a fusão do
Hélio. Percebemos então que, todo este ambiente se faz necessário porque cada núcleo de
Hélio deverá vencer a força elétrica entre outro núcleo, e isto só ocorre devido à alta energia
cinética destes elementos proporcionados pela alta temperatura e o número de partículas.
Assim como o Hidrogênio funde-se em Hélio, o produto da queima deste será então o
Carbono pela reação chamada, triplo-alfa (ANTARES KLEBER; LUZIA FERRAZ PENALVA
RITE; THIAGO MOEDA SANT´ANNA; RODRIGO CASSARO RESENDE EDILENE
FERREIRA, 2009). Como segue na equação a 9.
4
2𝐻𝑒
+ 42𝐻𝑒 + 42𝐻𝑒 →
12
6𝐶
+ 𝛾
(9)
Pela equação 9 podemos perceber o nome dado de triplo-alfa, onde exatamente três
núcleos de Hélio denominados partículas alfa que irá fundir-se em Carbono (12C).
O processo triplo-alfa produz muita energia com pouca variação de temperatura. É
incomparavelmente maior que a taxa de energia liberada pelo ciclo próton-proton ou ciclo
carbono nitrogênio. Tem-se que a energia liberada é proporcional 40ª potencia da
temperatura, como mostra a equação (10). No ciclo próton-prótron é proporcional a 6ª
potencia e no ciclo carbono-nitrogenio a 14ª. (ANTARES KLEBER; LUZIA FERRAZ
PENALVA RITE; THIAGO MOEDA SANT´ANNA; RODRIGO CASSARO RESENDE
EDILENE FERREIRA, 2009)
𝜀~𝑇 40
(10)
O produto carbono desta reação irá ser acumulado em um núcleo agora cada vez
mais compacto. Ficará inerte até que tenha um ambiente adequado para que inicie
novamente a queima deste, do mesmo modo que iniciou a fusão do hélio. No entanto, todo
esse processo deverá ocorrer para estrelas com massas entre 0,8M0 e 3M0. Pois, estrelas
38
com massas desta ordem terão um núcleo sólido de carbono como produto final. Pois não
atingirá temperatura e pressão suficiente para iniciar a fusão do carbono.
Estrelas desta ordem ao queimar Hélio liberam uma quantidade enorme de energia.
Ocorrendo com isto uma expansão dos gases externos ao núcleo. Assim, a atmosfera da
estrela ficará tão afastada de seu núcleo que irá diminuir consideravelmente a força de
atração gravitacional desta. Consequentemente, todo o gás irá esmaecer restando um
núcleo de carbono em um envoltório gasoso, denominando assim este conjunto por
nebulosa planetária.
O Sol terá um final assim, onde na fase de expansão ejetará grande parte de seu
material gasoso e se transformará em uma nebulosa planetária, como na figura 16. Restará
então um núcleo pequeno de carbono incandescente denominada Anã Branca. Assim, por
não mais conseguir queimar o material restante, em algum momento este núcleo irá esfriar e
se tornará uma Anã Negra.
Figura 16: Nebulosa Planetária NGC3132, fotografada pelo
Telescópio Espacial Hubble (HUBBLESITE. Disponível em:
<http://hubblesite.org/gallery/album/show/nebula/> Acessado
em: 19/10/2009).
Contudo algumas estrelas mais massivas terão uma força gravitacional suficiente
para contrair ainda mais o núcleo de carbono. Tendo como resultado, aumento da
densidade e temperatura, cerca de 1 bilhão de Kelvin. Ambiente este consideravelmente
propício a fusão nuclear do carbono.
39
O produto da queima do carbono será o oxigênio, e todo processo volta a ocorrer se
o núcleo e a pressão forem suficientes para fundir
48
16
O,
24
Mg,
28
Si,
32
S,35Cl,
40
Ca,
45
Sc,
56
Ti,... Fe. Cada processo poderá ocorrer se, a massa inicial da estrela for suficiente para
realizar a fusão de cada elemento desses.
Podem-se observar que o ciclo pára quando é produzido o elemento ferro. Devemos
relembrar que o processo de fusão se dá por acréscimo de partículas, produzindo assim os
elementos mais pesados a partir do hidrogênio. Assim, podemos dizer que todos os
elementos que propícia a vida na terra, um dia foi gerado no interior das estrelas. O ferro
nas hemácias, o cálcio nos ossos, o oxigênio necessário para respiração, todos estes um
dia foram formados em processos descritos anteriormente.
Mas porque o ciclo pára no elemento ferro? Temos que o ferro é o elemento de
maior energia de ligação em seu núcleo. Logo ao contrário dos elementos onde ocorre a
captura de partículas, o ferro quando recebe mais energia através de uma partícula há um
rompimento de seu núcleo e não a produção de elemento mais pesado a partir da fusão.
Na figura 17 temos a energia por núcleon por massa atômica, neste gráfico temos
que a energia máxima se dá para o ferro, sendo menor para os elementos mais pesados
após este. Pois o núcleo é mais instável devido ao seu tamanho interferindo na força eletroforte entre os prótons.
Figura 17: Energia por núcleon e massa nuclear (DE FÁTIMA, MARIA
OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004).
Assim para estrelas com massas em torno de 10 a 25 M0 ocorre o ciclo até o ferro.
Quando a estrela apresenta este núcleo de ferro não ocorre mais a fusão como vimos
anteriormente. Logo não há mais pressão interna que a sustenta e a força gravitacional
comprime muito a estrela fazendo o núcleo atingir temperaturas de 2,7 bilhões de kelvin.
Assim, ocorre uma violenta explosão de supernova. Esta mega explosão libera tanto energia
que sua luminosidade é comparada a uma galáxia de 200 bilhões de estrelas.(DE FÁTIMA,
40
MARIA OLIVEIRA SARAIVA; KEPLER OLIVEIRA FILHO 2009; LUZIA FERRAZ PENALVA
RITE; THIAGO MOEDA SANT´ANNA; RODRIGO CASSARO RESENDE; EDILENE
FERREIRA 2009).
Logo após esta explosão o material restante é um núcleo de nêutrons. Teremos
então uma estrela de nêutrons, e se esta estrela possuir um campo magnético intenso será
um pulsar. Pois emitirá luz em torno de seu campo magnético.
Se a estrela possuir inicialmente uma massa entre 25
e
100M0
a
pressão
degenerativa dos nêutrons não suportará a força da gravidade e será esmagada, restando
um núcleo extremamente denso e com enorme campo gravitacional. Será tão intensa a
força gravitacional neste núcleo que nem mesmo a luz poderá escapar. Em conseqüência
não podemos ver o seu núcleo, apenas uma mancha escura interferindo gravitacionalmente
nas estruturas em sua volta. Daí o nome buraco negro. (DE FÁTIMA, MARIA OLVEIRA
SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004)
Figura 18: Modelo simplificado de evolução das estrelas devido sua massa inicial (DE
FÁTIMA, MARIA OLVEIRA SARAIVA; DE SOUZA, KEPLER OLIVEIRA FILHO, 2004).
Na figura 18 mostra um resumo do que foi visto. Inicialmente uma nuvem se contrai
formando uma protoestrela. Originando posteriormente uma estrela com massa entre 0,8 e
100 M0. Em seguida temos a queima do hidrogênio em hélio, é neste período que a estrela
tem maior tempo vida por isso é chamado de sequencia principal. Estrelas entre 0,8 e 10M0
terá fusão até o carbono encerrando sua vida em uma nebulosa planetária com núcleo de
carbono que findará em uma anã branca. Logo, se a estrela tiver massa entre 10 e 25M0
queimará elementos até o ferro, onde eclodirá em Supernova findando em uma estrela de
nêutrons. No entanto se tiver massa entre 25 e 100M0 a gravidade será tão intensa após a
explosão da Supernova que nem mesmo a força repulsiva dos nêutrons irá suportar,
gerando então, um buraco negro.
41
9. CONCLUSÃO
As estrelas, particularmente o Sol, sempre foram objetos de apreço pelo homem pela
sua importância. Tanto em religiões, rituais, músicas, danças, agricultura e não somente em
ciências. O fato é que, a maior parte do público que observa ou pratica algum ritual
indiretamente a este astro, ainda não sabem o que ele é. Pois, não faz parte de um
conteúdo curricular das escolas ou tenham dificuldade de acesso a estas informações.
Contudo, se tiverem acesso mesmo assim podem encontrar dificuldade na linguagem
cientifica utilizada pela maioria dos livros.
Talvez por isso, ainda percebem-se concepções erradas e algumas crenças acerca
do Sol e estrelas, dentre estas a mais comum, estrelas cadentes. Que, conforme observado
neste trabalho, fosse possível uma estrela com cerca de um milhão de vezes maior que a
terra, simplesmente adentrasse em nossa atmosfera. De uma coisa podemos ter certeza,
somos formados de material estelar, a partir de uma evolução do cosmo.
Figura 19: Nebulosa planetária Olho de Gato.(HUBBLESITE.
Disponível em: <http://hubblesite.org/gallery/album/show/nebula/> .
Acessado em: 19/10/2009).
Podem-se compreender que realmente o homem sempre teve motivo para observar
as estrelas, agora um tanto bem mais belo. Pois sabemos como se deu sua origem e que a
força que a faz surgir será a mesma que irá contribuir para o seu fim, talvez uma bela
nebulosa planetária, figura 19.
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