Hidrogênio, Hélio, Carbono, Oxigênio, Silício e Ferro:
Logo após o Big Bang e o surgimento do Universo, tudo o que existia eram partículas subatômicas. Essas partículas se moviam em altíssimas velocidades e a grande temperatura, sendo extremamente agitadas.
Nenhuma estrutura estável podia se formar, mas, à medida que a temperatura baixava, essa condição extrema deixou de acontecer e, com o tempo, estruturas estáveis formaram-se como, por exemplo, os primeiros átomos de hidrogênio, que acabaram por se juntar em imensas nuvens de gás no universo primordial.
A fusão nuclear e o nascimento das estrelas
Foram nessas nuvens de gás, as nebulosas, que as primeiras estrelas do Universo surgiram. Vejamos como o processo de formação das estrelas é bastante interessante: Nesse processo todo esse Hidrogênio que formava uma núvem de gás e poeira no Universo, se concentra, condensando-se por causa da intensa interação gravitacional, formando uma bola de gás quente. Só que, caso a massa da bola de gás não seja grande o suficiente, digamos que mais ou menos da ordem do planeta Júpiter, por exemplo, nada de muito interessante acontece e nós temos apenas uma bola de gás no Universo. Realmente, Júpiter, não é o centro de atenção nesse artigo.
Só que conforme essa nuvem de gás vai se condensando mais e mais, a temperatura no centro dessa bola de gás quente também vai aumentando, até que, em um dado momento ela atinge 10.000 ºC. Quando essa temperatura é alcançada, um processo interessantíssimo começa a acontecer. Átomos desse Hidrogênio da nuvem, começam a se transformar, a se unir e transformar-se em átomos de Hélio.
Assim começa a fusão nuclear, uma estrela acaba de nascer.
A energia de um átomo de Hélio, que tem dois prótons e dois nêutrons, é menor do que a energia de quatro átomos de Hidrogênio separados. Isso significa que o processo de fusão nuclear, que junta átomos de Hidrogênio em átomos de Hélio, libera energia. E é essa energia dessa fusão nuclear que permite que a estrela brilhe!
A partir da primeira fusão nuclear a estrela vira o campo de batalha de duas forças: A força gravitacional, que tenta comprimir toda essa grotesca massa da estrela no menor raio possível, e a reação de fusão nuclear, que gera uma pressão interna que tenta fazer a estrela expandir o máximo possível.
O Equilíbrio hidrostático
E é esse delicado equilíbrio entre a pressão interna e a força da gravidade, que garante a existência das estrelas. Isso chama-se de equilíbrio hidrostático. Se esse equilíbrio for rompido ocorrerão mudanças fundamentais nas estruturas das estrelas.
Sabemos que o combustível que mantém uma estrela brilhando é o Hidrogênio. Então, talvez isso lhe leve a pensar que quanto mais massiva uma estrela, mais Hidrogênio uma estrela tem, mais combustível ela tem e, logo, mais tempo ela vive. Só que isso é um profundo engano porque, se a estrela possui mais Hidrogênio, consequentemente ela possui mais massa e, se tiver mais massa, a pressão interna e a gravidade aumentam, fazendo com que a estrela sofra um processo de fusão nuclear bem mais rápido, fundindo Hidrogênio de uma maneira muito mais rápida.
Via de regra: Quanto mais massiva uma estrela, menos tempo ela dura, justamente por estar queimando seu Hidrogênio de uma maneira muito mais rápida. Tanto que, atualmente, nós não temos esperança nenhuma de visualizar estrelas de pequena massa no final de suas vidas. Pequenas massas na ordem de 10% da massa do Sol, justamente porque o tempo de vida esperado dessas estrelas é da ordem de 10 trilhões de anos, ou seja, mil vezes a idade atual do Universo.
As anãs vermelhas e estrelas pequenas
O que nós esperamos de estrelas pequenas, com até 80% da massa do Sol é que elas vão lentamente queimar todo seu estoque de Hidrogênio e quando esse momento chegar, quando o estoque de Hidrogênio acabar, a pressão interna e a temperatura vão diminuir, porque a fusão nuclear vai ter parado e é aí que o equilíbrio entre a pressão interna e a força da gravidade é quebrado: A força da gravidade vai ganhar e ela vai fazer a estrela comprimir e comprimir tanto a ponto a ponto dos elétrons dos átomos do núcleo da estrela estarem agindo repulsivamente um com o outro. Isso impede que a estrela colapse ainda mais e, portanto, um novo equilíbrio é atingido. E é assim que uma anã branca se forma.
O Princípio da Exclusão de Pauli
Em decorrência desse princípio decorre as seguintes proposições:
1. O subnível s comporta até 2 elétrons. O subnível s é um orbital s e tem forma esférica.
2. O subnível p comporta até 6 elétrons, distribuídos em 3 orientações espaciais, px, py, pz. Portanto, no subnível p, existem 3 orbitais cada um comporta no máximo 2 elétrons.
3. O subnível d comporta até 10 eletrons, sendo composto por 5 orbitais.
4. O subnível f comporta até 14 eletrons e apresenta 7 orbitais.
O orbital é representado por um quadrado e o elétron é representado por uma meia seta, voltada para cima ou para baixo.
Só que é importante notar que essa repulsão que impede que a anã branca se comprima ainda mais até virar um buraco negro não é somente por causa de cargas iguais se repelindo, existe algo ainda mais fundamental por trás, por hora basta dizer que há um princípio ainda mais fundamental que impede os elétrons de ocuparem os mesmos lugares no espaço exatamente e esse é chamado de “Princípio da Exclusão de Pauli” e é esse o motivo pelo qual os elétrons quando estão extremamente comprimidos gerarem uma pressão que segura a atração gravitacional da estrela, mantendo ela em equilíbrio enquanto ela for uma anã branca.
Anãs brancas são estrelas que não tem massa suficiente para se tornarem estrelas de Nêutrons e esse é o destino esperado para estrelas como o Sol e outras 97% das estrelas da Via Láctea.
As gigantes vermelhas e a nucleossíntese estelar
Já para estrelas de tamanho parecido com o do Sol e com massa entre 0,8 e duas massas solares, a vida delas é um pouco mais conturbada. Quando elas acabam com todo seu combustível de Hidrogênio, elas param de fazer fusão nuclear e é nesse momento que o equilíbrio é quebrado e a gravidade começa a ganhar e então o seu núcleo começa a ser comprimido.
É por causa desse núcleo colapsando que o Hidrogênio de outras partes começa a chegar em uma nova zona que possibilita a fusão nuclear em Hélio. Só que esse processa acumula cada vez mais Hélio no núcleo e esse Hélio continua esquentando, esquentando, esquentando até que sua temperatura atinja algo na ordem de 10 milhões de graus Célsius.
Isso desencadeia um processo extremamente rápido em que uma quantidade colossal de Hélio é transformado em Carbono em uma questão de poucos minutos! Durante esse processo a estrela irradia uma quantidade de energia de cerca de 100 bilhões de vezes a sua produção normal de energia. Mas não é possível ver essa energia porque ela é absorvida pelas camadas exteriores de plasma desse estrela.
Por causa desse processo, a temperatura do núcleo de Hélio aumenta e isso possibilita agora que esse núcleo faça fusões nucleares estáveis de Hélio em Carbono, Oxigênio e outros elementos.
E essa estrela, que agora é uma gigante vermelha fundindo Hélio, continua expandindo suas camadas exteriores e espalhando pelo Universo elementos como Hélio, Carbono e Oxigênio.
Estrelas como essas são o forno que geraram vários átomos que hoje nos compõem, como grande parte do Oxigênio que nós respiramos.
Estrelas supermassivas
Para estrelas verdadeiramente massivas, com muitas vezes a massa do Sol, algo verdadeiramente impressionante acontece, porque essas estrelas são massivas o suficiente para começar fundir o Hélio muito antes do próprio Hidrogênio acabar e quando esses combustíveis acabam a gravidade ganha essa delicada luta contra a pressão interna e quando isso acontece a estrela começa a comprimir e comprimir até atingir 100 milhões de graus Celsius.
Com essa temperatura de 100 milhões de graus Celsius a estrela já consegue fundir elementos pesados como o Oxigênio, o Nitrogênio e o Carbono, até que a estrela começa a fundir Ferro 56.
Todos os elementos que a estrela fundia até agora, liberavam energia no processo de fusão nuclear. Só que o ferro é uma barreira e a partir dele você precisa gastar energia para fundir elementos mais pesados. Ou seja, quando ferro suficiente tiver se acumulado no núcleo da estrela o seu fim estará decretado e quando não tiver outros elementos para sustentar a fusão nuclear, a força gravitacional vai ganhar e a estrela vai colapsar rapidamente.
A supernova
Esse colapso é tão rápido e tão energético que a estrela explode, liberando quantidades inimagináveis de energia. Isso é uma supernova.
É nas temperaturas altíssimas das supernovas que os elementos mais pesados que o Ferro são fundidos. É nesse final glorioso que parte da energia da supernova é utilizada para construir elementos mais pesados como o Urânio, Ouro e Chumbo.
Então a supernova espalha todos esses elementos pelo espaço. Todo o outro que nós temos hoje no mundo e usamos em brincos, anéis e colares, algum dia se originou em alguma supernova. Supernovas são alguns dos eventos astronômicos mais interessantes, elas envolvem escalas inimagináveis de energia e tem uma luminosidade que pode ofuscar uma galáxia inteira.
Buracos Negros
Com o que restou dessa estrela duas coisas podem acontecer: Se ela for massiva o suficiente, toda sua massa vai se concentrar em um ponto do espaço com densidade quase infinita e é assim, na morte de uma estrela, que nasce um buraco negro.
Estrelas de Nêutrons
Só que, caso essa estrela não tenha massa suficiente para se tornar um buraco negro, ela vai ser comprimida até ter um raio pequeno o suficiente para que os núcleos atômicos estejam tão próximos um dos outros que os prótons e os elétrons vão formar nêutrons.
As estrelas de nêutrons são mantidas em equilíbrio por causa da interação forte, a mesma que mantém os núcleos atômicos coesos e por esse motivo talvez você ache que ela é atrativa. Se você pensou isso, você está quase correto.
A força nuclear forte tem um caráter atrativo nas distâncias do núcleo atômico. Só que se nós apertarmos ainda mais a matéria, nós vemos que um caráter repulsivo começa a surgir. E é justamente nessas pequenas distâncias que os nêutrons das estrelas de nêutrons se encontram.
A matéria está tão comprimida em uma estrela de Nêutrons que uma colher de chá de estrela de Nêutrons pesa o mesmo que 900 pirâmides de Gizé (que são feitas de pedras maciças).
As anãs brancas, os buracos negros e as estrelas de nêutrons são os remanescentes de estrelas mortas, estrelas que durante sua vida transformaram Hidrogênio em Hélio e Hélio em átomos mais pesados como, por exemplo, Oxigênio, Nitrogênio e elementos ainda mais pesados em supernovas.
Nós somos, de verdade, filhos do cosmos, feitos de poeira das estrelas. Nós somos uma maneira de o Universo conhecer a si mesmo.
Somos filhos de estrelas e das estrelas de Nêutrons!
E todos os elemento pesados que temos aqui na Terra vieram do choque de duas estrelas de Nêutrons ocorrida aqui mesmo na nossa região galática. Todo o Urânio e chumbo que temos na Terra vieram do núcleo de estrelas de Nêutrons! Veja isso em:
https://terrarara.com.br/astrofisica/pulsares-supernovas/choque-de-estrelas-de-neutrons-originaram-os-elementos-pesados-%E2%80%8B%E2%80%8Bdo-sistema-solar/
Quer ler mais sobre nucleossíntese de uma forma bem didática? Acesse aqui: https://terrarara.com.br/fisica-teorica/nucleossintese/
Gostou? Compartilhe!
Assine nossa newsletter e fique informado sobre Astrofísica, Biofísica, Geofísica e outras áreas. Preencha seu e-mail no espaço abaixo e clique em “OK”: