MARCELO GLEISER
especial para a Folha
O que é uma estrela? A expli cação mais simples é que uma estrela normal é uma bola de fogo enorme que passa a vida em luta com a gravidade.
A pressão das reações termo nucleares no interior da estrela balança a força gravitacional, que tende a fazê-la implodir. Uma estrela é resultado do dra mático balanço entre implosão e explosão, que pode durar bi lhões de anos.
Ainda não sabemos ao certo como nasce uma estrela. Os mo delos mais plausíveis assumem que elas nascem em regiões ri cas em gás, principalmente hi drogênio. Com a explosão de uma outra estrela vizinha, essas nuvens de gás passam a ter re giões mais densas do que outras e começam a implodir devido à gravidade, tornando-se cada vez mais densas.
Na medida em que essas Ése mentes» continuam seu colap so, sua temperatura e densida de aumentam, eventualmente permitindo a "fusão" de hi drogênio em hélio.
A enorme energia liberada por esses processos de fusão nu clear causa uma pressão que se opõe ao colapso da massa gaso sa. Assim nasce uma estrela.
Na maior parte da existência de uma estrela normal, essas duas forças opostas continuam seu balanço de forma quase que pacífica. Para uma estrela como o nosso Sol, hoje em sua meia-i dade, esse período de paz dura em torno de 10 bilhões de anos.
Mas a vida de uma estrela no céu é tão dramática quanto a de uma Éestrela do cinema» na Terra. Para que a estrela possa existir, ela tem de se autoconsu mir, devorando desesperada mente suas entranhas de hidro gênio para balancear a inexo rável força da gravidade. É a fútil luta contra o tempo, que jamais será vencida, apenas atenuada. No final, a estrela não tem mais combustível para continuar sua luta; a gravida de, em seu triunfo final, faz com que ela comece a implodir.
Os detalhes da fase de implo são dependem da massa inicial da estrela. É como se, de repen te, tirassem os três primeiros andares de um edifício de dez pavimentos. Sem suporte, os se te andares superiores despen cam, causando pressões ainda maiores na parte inferior.
Em geral, esse colapso é segui do de uma expansão da estrela, que pode resultar na expulsão de enormes quantidades de ma téria para o espaço, numa espé cie de estertor cósmico.
As pressões mais elevadas na região central fazem com que elementos químicos mais pesa dos que o hélio sejam fundidos. Para estrelas como o Sol, a fu são nuclear chega até aos ele mentos carbono e oxigênio. Pa ra estrelas mais pesadas, ela chega até ao elemento ferro.
Uma estrela consome tudo o que pode antes de declarar a gravidade vencedora. Após a luta, a estrela encontra, ao me nos em parte, um repouso final. Há três possibilidades para a configuração final de seus res tos mortais, que dependem de sua massa inicial.
Estrelas até oito vezes mais maciças do que o Sol se tornam anãs brancas, com um diâme tro de 10 mil quilômetros e uma densidade igual à que obtería mos se comprimíssemos a torre Eiffel em um centímetro cúbico!
Estrelas mais pesadas termi nam sua existência em uma ex plosão de supernova. Para elas, existem dois destinos possíveis. Se o núcleo central, sua região mais densa, tiver massa até três vezes a massa do Sol, ele se transformará em uma estrela de nêutrons, uma espécie de nú cleo atômico gigante (feito ape nas de nêutrons), com diâmetro de apenas um quilômetro e densidade um bilhão de vezes maior que a das anãs brancas.
Núcleos ainda mais pesados continuam seu colapso gravita cional, tornando-se cada vez menores e mais densos, até que sua gravidade se torne tão in tensa, que nem mesmo a luz possa escapar de seu interior. Assim nasce um buraco negro, onde a gravidade reina supre ma e sozinha.
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