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SIMPLESMENTE ESTRELAS

Autor: FÁBIO JORGE MENDES

Orientador: Prof. Dr. Paulo Henrique Alves Guimarães

Física

PRÓ-REITORIA DE GRADUAÇÃO

TRABALHO DE CONCLUSÃO DE CURSO

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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 M0 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)

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.

75,108400.6

000.696

Km

Km

13

Ainda com os valores obtidos, podem-se estimar o volume da Terra. Admitindo o raio

de 6400 km o seu volume será,

3

..4 3rV

(1)

Sendo V o volume; r o raio da esfera e π um valor aproximado a 3,14. Logo

33

Km 546.666,671.097.509.3

6400..4

tV

Para o Sol tem-se; ,

33

0.000Km470.720.001.411.549.3

696000..4

sV

Portanto,

67 1.286.138,t

s

V

V

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

planetas, utilizando o software Celestia3, 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

outros

5 Telescópio espacial Huble a mais de 15 anos em órbita da terra. Por meio dele diversas

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 por centímetro cúbico, ou seja, 10

-24 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

densidade central. Pela conservação da massa pα1/r2, o perfil de densidade tende para uma

lei tipo, em escalas de tempo da ordem de 105 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.

21

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.

P =F

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‟‟.

22

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/format/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

23

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/Trifid%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

24

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

25

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

26

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)

27

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.

28

5.2 A EQUAÇÃO PROPOSTA POR EINSTEIN (E=M.C2) 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 velocidades entre 0,8c

7 e 0,9c. (...) Esse efeito foi deduzido inicialmente como uma

consequencia da teoria eletromagnética de Maxwell. (MARTINS, 1994) .

2.cmE (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 (1891-

1974) 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 c denominada velocidade da luz com valor constante de aproximadamente 3.10

8 m/s

29

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

30

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 13N e a liberação

de radiação gama. A linha a seguir mostra que o 13N por se encontrar instável, ocorrerá um

31

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.

32

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).

33

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

34

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.

35

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.

mmp 14 (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 tem-

se que,

007,010.694,6

10.8,427

29

Kg

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

JxE

xKgxxxE

45

2830

102537,1

)10.3()1099,1(1,0007,0

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

36

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,

42 ..4 TRL (7)

Onde L é a luminosidade; R o raio; T a temperatura; σ a constante de Stefan-

Boltzman 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.

ssJ

JxTempo 18

26

45

10.21,3)/(10.9,3

)(102537,1 (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

37

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

38

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.

𝐻𝑒 + 𝐻𝑒 + 𝐻𝑒24 → 𝐶6

12 + 𝛾24 2

4 (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~𝑇40 (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

39

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.

40

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 16O, 24Mg, 28Si, 32S,35Cl, 40Ca, 45Sc,

48Ti,...56Fe. 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 eletro-

forte 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,

41

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.

42

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.

43

Bibliografia

ANTARES, Kleber et al; LUZIA , Ferraz Penalva Rite; THIAGO, Moeda Sant´anna; RODRIGO, Cassaro Resende Edilene Ferreira. Reações Nucleares: Estrelas. [Rio de Janeiro]: Observatório Nacional, 2009. v. 1 p.17-32. ARANY-PRADO, Lilia irmeli. Á Luz das Estrelas: Cência Através da Astronomia. [Rio de Janeiro]: Dp e A, 2006, p. 70-106. DE FÁTIMA, Maria Oliveira Saraiva; DE SOUZA, Kepler Oliveira Filho. Astronomia e Astrofísica. [São Paulo]: Livraria da física, 2004, 2ªed, p 181 – 261. HUBBLESITE. Apresenta coleção de arquivos de imagem obtida pelo Telescópio Espacial Hubble. Nebulosa. Disponível em: <http://hubblesite.org/gallery/album/nebula>. Acesso em: 02 nov. 2009. KHUN, Thomas. A Revolução Copernicana: Coleção Perfil História das Idéias e do Pensamento .[Portugal]: Edições 70, 1957, p 17-23 MACIEL, W. J. Introdução à Estrutura e Evolução Estelar. [São Paulo]: Universidade de São Paulo, 1999, p. 201 -251. OBSERVATÓRIO NACIONAL. Apresenta material e cursos a distancia em diversos campos da Astronomia. Estrelas. Disponível em:< http://www.on.org.br>. Acesso em 17 set. 2007. SAGAN, C. Cosmos.[Rio de Janeiro]: Livraria Francisco Alves Editora S.A, 1992, p. 24-25. VERDET, J.-P. O Céu, Mistério, Magia e Mito. [Rio de Janeiro]: Objetiva, 1987, p. 12-32. WIKIPEDIA. Enciclopédia virtual. Arthur Stanley Eddington: biografia. Disponível em:< http://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro: Arthur_Stanley_Eddington.jpg>. Acesso em: 17 out. 2009.