Estrelas quânticas

Um fenômeno quântico equilibra um objeto do tamanho da Terra

Dentre as várias manifestações da relação da física do muito pequeno -átomos e partículas subatômicas- com a física do muito grande -estrelas, galáxias e o Universo como um todo- nenhuma talvez seja tão marcante quanto os três tipos de "cadáveres" estelares, os restos mortais de estrelas, conhecidos como anãs brancas, estrelas de nêutrons e os misteriosos buracos negros.

Estrelas nascem quando nuvens enormes de hidrogênio entram em colapso devido à própria gravidade. Como um balão murchando, elas se tornam cada vez mais densas e menores.

A um certo ponto, a pressão e temperatura na sua região central atingem os valores necessários para iniciar a fusão nuclear, na qual os átomos de hidrogênio (na verdade, apenas os prótons em seu núcleo) juntam-se para formar núcleos de hélio, com dois prótons e dois nêutrons. Essa transmutação nuclear (um elemento químico transformando-se em outro) libera uma quantidade gigantesca de energia: um quilo de hidrogênio fundido em hélio é suficiente para manter acesa uma lâmpada de 100 watts por um milhão de anos. E o Sol converte 300 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio por segundo!

Essa fusão desenfreada não pode durar para sempre: um dia o hidrogênio no centro da estrela acaba. O problema é que é justamente a energia liberada na fusão que permite que a estrela sobreviva a si mesma: com tanta massa, sua tendência é implodir.

Quando a fusão começa a falhar, a gravidade -que, como sabemos, nunca dorme- toma a dianteira e contrai a estrela cada vez mais. A um certo ponto, a temperatura no centro vai de 15 milhões (a temperatura de fusão do hidrogênio) a 150 milhões de graus Celsius. Começa uma nova fusão, dessa vez de hélio em carbono.

O processo continua, com a fusão de elementos químicos cada vez mais pesados. Quais elementos são fundidos depende da massa da estrela. O Sol parará no oxigênio. Estrelas com massa ao menos oito vezes maior continuam até o ferro, quando a fusão termina abruptamente. A estrela implode violentamente, e suas regiões externas despencam em direção ao centro, como num prédio implodido. Ao chocar-se com o centro ultradenso, a matéria da estrela ricocheteia e voa para o espaço, numa enorme explosão. Nas estrelas mais pesadas, são essas as explosões conhecidas como supernovas.

A região central das estrelas sobrevive a esse drama. É ela que forma um dos três tipos de cadáver estelar. Estrelas pequenas, como o Sol, formam anãs brancas: objetos com a massa do Sol mas do tamanho da Terra. Seu equilíbrio vem dos elétrons aprisionados nos restos da estrela. Bastante anti-sociais, elétrons não gostam de ter outros por perto. Isso gera uma pressão que contrabalança a tendência implosiva da gravidade: um fenômeno quântico equilibra um objeto do tamanho da Terra. Estrelas ainda mais pesadas espremem os elétrons contra os prótons no centro. Dessa união são formados nêutrons que, como os elétrons, também são anti-sociais. Só que, por não terem carga elétrica, os nêutrons podem ser espremidos um pouco mais, formando objetos com a massa do Sol e do tamanho de uma montanha: as estrelas de nêutrons. Se a região central tiver massa maior do que aproximadamente três sóis, nem os nêutrons conseguem parar o colapso: ele continua até que a estrela engole a si mesma, fechando o espaço à sua volta. Nasce assim um buraco negro. Mas desses falamos num outro dia.