Poeira das estrelas

Rookie

Perguntaram em uma entrevista ao grande astrofísico Neil deGrasse Tyson qual ele julgava o fato mais fascinante da ciência. Como bom físico, ele podia escolher de uma vasta gama de coisas impressionantes sobre a natureza e o universo, e decidiu pela grande jóia da astrofísica: a nucleossíntese dos átomos pesados. Esse nome parece impressionante e difícil, mas não conheço nenhum outro fato que seja tão impressionante, belo, poético e impactante quanto descobrir de onde vieram os elementos que compõem cada um de nós e o que nos cerca.

Em termos apenas científicos, não seria desonesto responder ao “de onde viemos” com a palavra “Big Bang”. Isso é verdade, mas é também uma resposta incompleta, o Big Bang produziu, no máximo, átomos de hidrogênio para todo o lado, e somos compostos de muito mais do que isso. A formação dos átomos de hidrogênio no Big Bang é um assunto também fascinante, a maneira como as reações químicas competem com a expansão do universo nesse período primordial é para ser assistida com pipoca, mas fica para outro post. Vamos entender como chegamos dos átomos de hidrogênio, o número 1, aos de urânio, número 92, passando por todos os que conhecemos da tabela periódica (exceto o tecnécio, número 43, que é instável, e isso é outro fato legal sobre a ciência).

Tudo começa há muito tempo atrás, em uma galáxia muito, muito distante, o hidrogênio que por lá havia se concentrou mais do que devia. Gases andam de um lado para o outro no universo, eles se atraem por força gravitacional e se dispersam pelo fenômeno normal de dispersão, como o cheiro de um perfume se dispersa em uma sala quando aberto o frasco. Mas se a concentração é forte o suficiente, sua gravidade vence essa dispersão e ele começa a se acumular, inicia o processo de formação de uma estrela.

O destino dessa estrela dependerá da quantidade de hidrogênio inicial, a menos de patologias (caso ela absorva mais gente, enfim, o espaço é uma selva, muita coisa pode acontecer). Vou descrever o processo de uma estrela bem massiva. O Sol não se enquadra nesse processo, ele irá parar em algum estágio intermediário para seguir algum outro destino, o que descrevo é a sina das estrelas massivas.

Aquele hidrogênio todo começa a se acumular, e o centro dele começa a ganhar pressão, um processo parecido a você apertar uma seringa cheia de ar e perceber que o que há dentro dela atinge uma tal pressão que você não consegue mais apertar. Com a estrela, esse aumento de pressão vem com aumento de temperatura, porque em matéria de volume ela não tem tanta escolha. Isso é resultado daquele PV = nRT do seu colégio, com P alto, T tem que também ser alto. Em termos microscópicos, as partículas do interior da estrela tomam porrada (pressão gravitacional) de todas as que estão fora, elas acabam ganhando velocidade (temperatura) e dão porrada de volta, nada mais justo.

O problema é que a estrela brilha (na verdade, tudo brilha, eu e você brilhamos, mas isso fica para outro post), e esse brilho a faz perder energia. Em termos microscópicos, o hidrogênio em torno dela consegue ir mais perto do centro em algum momento (o que seria uma “queda” do hidrogênio, ele ganha velocidade), ele brilha, manda luz e perde velocidade, então não consegue voltar para a altura que estava. Toda a estrela, nesse processo, fica mais junta, e a pressão gravitacional no centro aumenta, aquele hidrogênio tem que ficar ainda mais quente para segurar todo o entorno da estrela que está mais próximo e batendo com mais vontade.

Temperatura é a velocidade média das partículas. Aquele hidrogênio do centro está tão rápido que, em uma manobra bem colocada, colide de frente com outro hidrogênio e eles formam hélio. Mas não é uma reação amigável, o choque causa uma liberação de energia muito grande. Em outras palavras, o hélio, quando se forma, está em alta velocidade de vibração e bate nos outros hidrogênios, aumentando a temperatura do local e segurando a pressão do resto da estrela. Esse processo acontece com diversos átomos de hidrogênio e logo o centro da estrela é composto de hélio, envolto em uma estrela toda de hidrogênio.

O hélio deve esquentar cada vez mais, para segurar aquela pressão sempre aumentando, pelo mesmo problema de antes. Em um momento, a temperatura do hélio é tão alta que ele pega outro de jeito e forma berílio, que rapidamente vai encontrar outro hélio e formar carbono. O berílio não aparece muito porque ele facilmente vira carbono, mas o carbono dificilmente vira outra coisa. Teremos, com isso, um núcleo de carbono envolto em uma camada de hélio rodeada de hidrogênio, nossa estrela será uma cebola de elementos, com o centro mais pesado que as bordas.

E assim continuaremos, com um centro sempre aquecendo e novos elementos colidindo e se formando. Esse ciclo continua até a formação do ferro (na verdade, acho que vai até o níquel, mas ele rapidamente vira ferro) e teremos uma estrela gigantesca em diversas camadas de elementos como uma cebola, cuja figura fica mais ou menos assim:

Mas se enganam os que acham que nossa fábrica de átomos continuará esse processo até o urânio. A partir do ferro, a fusão de dois elementos não libera mais energia; não há aquela história de colidir dois e aumentar a velocidade. Aos que se lembram da química, dizemos que a partir do ferro a reação de fusão torna-se endotérmica. Com isso, a estrela para por aí, com um grande e crescente núcleo de ferro.

Mas não somente há outros elementos na natureza como você é feito de alguns deles (o zinco e o iodo, por exemplo). Podemos, contudo, já perceber que esse mecanismo explica a grande abundância de elementos mais leves que o ferro na natureza, inclusive a abundância de ferro, e a raridade dos mais pesados, como o ouro, a prata e a platina. O sistema de produção dos elementos mais pesados era um mistério, até proporem que esses elementos são formados na morte das estrelas.

Esse processo não continuaria infinitamente. A temperatura no núcleo de ferro chegaria a valores tão altos que algumas reações impensáveis na nossa realidade começariam a acontecer, uma delas é a união de elétrons com prótons para formar nêutrons. Não é muito famoso o fato de nêutrons não serem caras que, sozinhos, são estáveis, eles levam em média 15 minutos para virarem um próton e um elétron. Mas se a temperatura está muito alta, o processo inverso pode acontecer, e acontece. O problema é que quem segurava a pressão da estrela toda eram os elétrons, eles sumindo, o núcleo colapsa: todo aquele núcleo de ferro é completamente vencido por sua gravidade e se comprime em uma densidade tão impressionante que você conseguiria enfiar uma caminhote em um dedal, ou o Sol em uma bola de 10Km. A única coisa que impede o núcleo de se contrair ainda mais com sua gravidade é a força forte, em outras palavras, a densidade dessa massa é a mesma da densidade do núcleo de um átomo: a maior que é possível atingir.

Então temos isso: um núcleo comprimido ao extremo pela força gravitacional que vai puxar todo o resto da estrela para si. Esse resto, as outras camadas da cebola, será puxado com extrema violência e, assim que a primeira camada colide com o centro, ela é rebatida com praticamente a mesma velocidade, porque o núcleo não pode se comprimir mais e a única opção é ricochetear o que o atinge. Mas essa primeira camada agora está voltando enquanto todas as outras estão vindo, elas irão se colidir possuindo tanto massa quanto velocidades fora de qualquer coisa que possamos imaginar. Tais choques serão tão fortes que poderemos formar todos os demais elementos da tabela periódica depois do ferro, todos resultantes da explosão de uma estrela que, nesse momento, está se tornando uma estrela de nêutrons (apenas aquele núcleo super denso vai sobrar, o resto explodiu e foi embora), essa explosão é conhecida como supernova.

Esse processo todo não é rápido. A estrela passa a maior parte do tempo “queimando” hidrogênio para fabricar hélio, menos tempo passando do hélio para o carbono e assim por diante, o tempo gasto em cada processo depende do tamanho dos átomos, sendo o que leva aos átomos mais pesados mais rápido. E também vale lembrar que o que descrevi é apenas um destino possível da estrela, a maneira como cada uma pode morrer é bem variada, depende da massa e de quem está na vizinhança.

A explosão de uma supernova libera muita matéria e, sendo ela dificilmente isolada, acaba se tornando ingrediente para a formação de novas estrelas. Não por menos, há regiões do espaço conhecidas como “berçário de estrelas”, locais de grande acúmulo de matéria onde a densidade limite é atingida com frequência e estrelas aparecem.

Se essa explosão acontece próxima à Terra, podemos ver com clareza o aparecimento de uma estrela muito brilhante durante três meses. Diversos povos na antiguidade relataram essas estrelas, sua luminosidade era tão intensa que uma noite de lua nova ainda era visível pela luz que essa explosão emitia. A última supernova próxima a Terra foi em 1986, e esses eventos são raros, é difícil haver mais que uma próxima a cada 400 anos.

No entanto, todos os elementos pesados que conhecemos, o ouro, a prata, a platina, o chumbo, o zinco do seu corpo, o cobre, o tungstênio que compõe o filamento de sua lâmpada, o mercúrio do termômetro, o iodo do seu sal, todos eles se formaram da explosão de uma estrela. Os mais leves que o ferro se formaram enquanto ela morria e são apenas liberados nessa explosão. Nisso, as estrelas são fábricas de átomos pesados, o que permite nosso universo de ser composto de mais que hidrogênio, e o que permite nossa existência, compostos desses átomos variados, uma intrincada rede de reações eletroquímicas e, em última análise, poeira das estrelas.

3 ideias sobre “Poeira das estrelas

  1. Erich

    Não foi à toa que escolhi essa a área para seguir. Gostei do texto, fazia muito tempo que não lia sobre esse assunto escrito por um físico estatístico.

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