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Desde os primórdios da Humanidade que um objeto de curiosidade dos nossos antepassados se encontra bem acima das suas próprias cabeças. Durante a noite era inevitável olhar para o céu, observando a miríade de pontos luminosos, com brilhos diferentes, que pululam a cúpula celeste. A aparência de todos estes pontos, bem como a semelhança com o Sol, que apenas surgia de dia e ofuscava todos os outros, seria gerador de muitas dúvidas: Qual é a sua constituição? Como tinham sido produzidos? Porque estavam naqueles locais?
A observação das estrelas no firmamento criou a idéia de que estas teriam existido, de forma permanente e imutável, durante toda a eternidade. No entanto, vários acontecimentos contrariavam esta impressão. Um deles ocorreu no ano de 1054: escritos diversos provenientes da China e Japão, relatam o surgimento de uma estrela, nunca antes vista, na constelação Touro. Esta nova estrela depressa se tornou mais brilhante do que qualquer outra, sendo inclusivamente visível durante o dia. Contudo, após cerca de vinte meses de duração, tal como surgiu voltou a perder-se na obscuridade, deixando de ser avistada.
Além do registro de 1054 existem vários registros destas estrelas efêmeras que surgiram na Via Láctea, nomeadamente pelos chineses (532 a.C. e 393, 1006, 1181 d.C.) e pelos astrônomos europeus Tycho Brahe e Johannes Kepler (1572 e 1604).
Estes acontecimentos comprovaram que as estrelas não eram imutáveis, apresentando ciclos de vida. As estrelas que explodem, como a de 1054, são designadas por supernovas.
Na realidade uma supernova corresponde ao fim do ciclo de vida de uma estrela, quando se verifica o seu colapso seguido de explosão. Mas nem todas as estrelas terminam a sua vida de uma forma tão dramática. Todavia, este acontecimento reveste-se de importância extrema para nós, em virtude de se criar a matéria que constitui o nosso planeta e nós próprios.
As estrelas não são pedras grandes ao rubro, como julgava Anaxágoras na Grécia Antiga, mas sim esferas gigantes de hidrogênio e hélio. Estes elementos foram formados nos instantes iniciais da formação do Universo – o Big Bang. Devido à forte atração gravitacional, a temperatura no núcleo estelar é muito elevada, ultrapassando os dez milhões de graus Celsius, o que origina colisões muito violentas entre os núcleos de hidrogênio. Nestas condições ocorre a fusão do hidrogênio em hélio, uma reação termonuclear libertadora de muita energia, que contraria o colapso gravitacional. À medida que a estrela brilha, esta perde energia, compensando a perda pela “combustão” de mais hidrogênio. A duração desta fase estelar depende da massa total da estrela, quanto maior ela for mais rapidamente consome o hidrogênio (o Sol encontra-se, mais ou menos, a meio da sua vida, podendo manter-se nestas condições por mais 4,5 mil milhões de anos). Com a acumulação de hélio no centro da estrela, a temperatura e a densidade do seu núcleo aumentam e, quando se esgotar o hidrogênio, o núcleo da estrela começa a contrair-se, o que gera grandes quantidades de energia que são absorvidas pelas camadas mais exteriores, levando à expansão destas. Verifica-se, então, que a estrela aumenta de tamanho e diminui a sua densidade global enquanto o seu núcleo se contrai. A temperatura à superfície diminui e a estrela transforma-se numa gigante vermelha. Figura 1: Gigante Vermelha
Entretanto, no coração da estrela a temperatura sobe vertiginosamente, ultrapassando os cem milhões de graus Celsius, o que é o ponto de partida para uma nova fase estelar. Embora a fusão do hélio se apresente inicialmente difícil, o aparecimento de um terceiro elemento – o carbono - vai permitir um novo processo de obtenção de energia: a fusão do hélio e carbono em oxigênio. A estrela adquire um novo fôlego e no seu centro acumulam-se o carbono e o oxigênio. Numa camada superior, aquecida pela contração nuclear, o hidrogênio remanescente continua a transformar-se em hélio, pois à superfície, nada se modificou. Cedo se esgotará o hélio no núcleo estelar o que leva a uma nova contração pois a energia libertada não é suficiente para contrabalançar a atração gravitacional.
A massa da estrela é um fator preponderante. Numa estrela com massa idêntica ao do Sol, a formação de um centro de carbono e oxigênio marca o fim da produção de novos elementos. Após a sua dilatação numa gigante vermelha, parte da sua atmosfera é expelida para o espaço numa ou mais conchas de gás concêntricas, à medida que o restante do seu núcleo, devido à contração gravitacional, se converte numa anã branca, que brilha devido à sua elevada temperatura. Resta apenas uma pequena estrela quente, de densidade muito elevada, a princípio envolvida na sua nebulosa (nuvem de gás e poeiras interestelares), resultante do material ejetado, que arrefece com extrema lentidão até se converter numa massa fria e sem luz – uma anã negra. Figura 2: Anã negra
Para estrelas com dez vezes, ou mais, a massa do Sol, a capacidade de produzir novos elementos não termina no oxigênio. A sua fase inicial, até atingir um cerne de carbono e oxigênio, é muito parecida com as estrelas de menor massa, embora muito mais rápida. Porém, a partir desse momento, a sua evolução torna-se distinta. Devido à massa elevada, o peso das camadas superiores reforça a contração do núcleo de carbono e oxigênio, retomando o aumento da temperatura para valores muito mais elevados que irão permitir a fusão do carbono, gerando novos elementos, tais como o néon, o sódio, o magnésio, o alumínio e o silício (e em quantidades menores o fósforo e o enxofre), libertando mais energia. Após esta fase, os novos aumentos de temperatura tornam possíveis as fusões do néon e silício. Assim, vão sendo produzidos, sucessivamente, os elementos mais pesados, adquirindo a estrela uma estrutura em camadas, tal como uma cebola, com temperaturas decrescentes no sentido da superfície.
Ocorrem vários processos de fusão contudo, a formação do ferro pela fusão do silício marca um limite na fornalha nuclear. Enquanto todos os processos de fusão até ao ferro libertam energia, a produção de elementos mais pesados consome energia (nas centrais nucleares a energia é obtida, não pela fusão mas pela cisão de núcleos de urânio – cisão ou fissão nuclear), pelo que, quando a estrela atinge um núcleo de ferro, verifica uma situação de ruptura. O colapso é inevitável. A súbita paragem na libertação de energia, no coração da estrela, gera uma onda de choque que se propaga às regiões exteriores, provocando a explosão da estrela (supernova).
A onda de choque gerada irá permitir variadíssimas reações nucleares, algumas das quais originam os elementos mais pesados que o ferro, tais como a prata, o estanho, o ouro, o chumbo, o urânio e outros. Todo este material é ejetado para o espaço interestelar, completando-se o sonho dos alquimistas. O que resta da estrela, na sequência da explosão da supernova, implode devido à atração gravitacional, resultando, em geral, numa estrutura com densidade elevadíssima designada por estrela de nêutrons (ou pulsar). Para estrelas de massa muito elevada, nada impedirá o colapso gravitacional final, formando-se um buraco negro. Como resultado da elevadíssima gravidade, nada permite travar o processo de colapso, formando-se um objetos que absorve tudo, até mesmo a luz e cujo volume tende para zero e a densidade para valores infinitamente grandes. Figura 3: Supernova
O formação do sistema solar terá sido desencadeada pela ‘explosão’ de uma estrela. A onda de choque proveniente de uma supernova, transportando todos os novos elementos recentemente sintetizados, perturba uma nuvem interestelar de gases e poeiras (nebulosa). Esta perturbação conduz ao colapso gravitacional da nebulosa. A contração da nebulosa é acompanhada por um aumento de temperatura e por uma aceleração da sua rotação, de tal forma que no centro se acumulam os gases que irão dar origem a uma protoestrela que evoluirá para a formação do Sol. A contração do proto-Sol deixa para trás um disco de material que se agrega, devido a forças gravíticas, a partir do qual se forma o sistema planetário. O surgimento dos planetas depende da estabilização das poeiras em órbitas definidas em torno do Sol. Estas poeiras são constituídas por pequenos grãos de matéria condensada que, quando colidem, fundem-se, promovendo o seu crescimento. A ocorrência continuada destas colisões conduz à formação de objetos maiores (planetesimais) e, em última análise, dos planetas constituintes do sistema solar. Com a formação do Sol advêm ventos solares que lançam no espaço os restos não agregados da nebulosa.
Toda a matéria que forma o nosso planeta teve origem numa estrela. Os blocos com os quais se constituem as moléculas que sustentam a vida foram formados na fornalha nuclear estelar. É por isso que nos podemos considerar feitos de “pó das estrelas”.
