Nascimento das estrelas

RKA4MB - Olá, pessoal! Imaginem que vocês tenham uma nuvem de hidrogênio no espaço, muito, mas muito, grande. E, quando eu digo grande, eu não quero dizer só no sentido de distância, mas eu quero dizer também no sentido de massivo. Ou seja, se você pegar todos esses hidrogênios que estão por aí nessa nuvem e juntar todos eles em um ponto, você fica com um objeto muito massivo. Então, aqui, pronto, está aqui minha nuvem de hidrogênios. O que acontece... o próximo passo que acontece é a atração gravitacional. A gente sabe que partículas ou moléculas exercem uma força gravitacional umas nas outras. Geralmente, a gente não pensa no sentido de átomos exercendo essa força gravitacional, mas, nesse caso da nuvem de hidrogênio no espaço (ou nébula ou nebulosa, que seria o nome), a gente sabe que, nesse caso, a força exercida gravitacionalmente entre os átomos é o que faz cada vez mais eles irem se agrupando. Então, pouco a pouco (é um processo realmente muito lento), esses átomos vão colapsando, vão se dirigindo até o centro de massa dessa nuvem. Então, se a gente passar um pouco para frente o tempo (um pouco, na verdade, é muito para frente o tempo), essa nuvem vai começar... deixe-me mudar a cor aqui... essa nuvem vai começar a ficar cada vez mais densa... deixe-me só terminar de desenhá-la aqui... cada vez mais densa. E, com isso, cada vez mais rápido, os átomos vão se deslocar até o centro de massa dessa nebulosa. Então, aqui, por exemplo, nós já estamos mais condensados do que aqui. E, conforme isso condensa, conforme essa nuvem vai colapsando para dentro de um ponto, que é o centro de massa dessa nebulosa, a temperatura vai subindo. Então, a temperatura vai subindo. Como a gente sabe, a temperatura é o grau de agitação das moléculas ou átomos que constituem um sistema. Então, a gente sabe que essa nuvem, conforme ela vai condensado, ela vai ganhando mais energia e vai ficando mais quente. E, junto com a temperatura, também aumenta a pressão. A pressão nada mais é do que o número de moléculas divididas no mesmo espaço. E, se eu tenho o mesmo espaço, só que as moléculas estão ficando... os átomos, na verdade, estão ficando cada vez mais próximos uns dos outros, a pressão também aumenta. E isso daqui culmina uma hora... uma hora vai chegar aqui.... vamos passar bastante para frente o tempo agora... vai chegar uma hora em que essa nuvem vai estar tão condensada... tão próximos, os átomos de hidrogênio vão estar tão próximos uns dos outros... e ainda assim vai ter toda aquela pressão externa de outros átomos se dirigindo a esse centro de massa por causa da atração gravitacional (que nunca para)... uma hora essa nuvem vai ficar tão densa que a temperatura vai chegar a algo na ordem de 10 milhões de Kelvin. E, aí, acontece algo mágico. É esse o limite em que... essas são as condições necessárias para que as estrelas se formem. Então, vamos supor agora que eu tenha dois núcleos. Eu quero estudar, agora, o que acontece aqui no centro dessa minha nuvem que está contraindo, que todos os átomos estão indo para o mesmo ponto. Então, eu vou pegar 2 átomos de hidrogênio. Então, a gente sabe que o átomo de hidrogênio tem um núcleo positivo, um próton. E, aqui, eu desenhei 2 átomos. Eu não desenhei os elétrons, mas, se vocês quisessem desenhar, vocês poderiam desenhar também os elétrons. Mas, agora, não vai ser necessário desenhar os elétrons. Então, quando eu tenho 2 átomos, a gente sabe, pelas Leis de Coulomb, que, como eles têm a carga igual, eles vão fazer o que for possível para manter distância uns dos outros. Mas, como a gente viu aqui, a pressão, a força, que está sendo exercida sobre eles para colocar todos eles no centro dessa nuvem é tão grande que ela consegue vencer essa repulsão deles. Então, eles não vão mais estar se afastando. E chega uma hora em que eles vão ficar tão perto uns dos outros, por causa dessa pressão incrível no centro dessa nuvem, que a força forte, uma das quatro forças da natureza, vai entrar em ação e vai fazer com que esses 2 núcleos de hidrogênio se fundam. Então, aqui começa o processo de fusão. E, nesse processo de fusão, o hidrogênio vai ser desfeito e vai ser formado um novo átomo com 1 próton no núcleo e, junto desse próton, 1 nêutron. E vamos supor que vocês pegassem e fosse uma colisão perfeita entre esses 2 átomos e a gente formasse um outro átomo com 2 prótons. A massa continuaria igual. Então, nada de especial aconteceria. O especial é justamente a massa não continuar igual porque, como a massa não continua igual (ela fica menor por causa desse nêutron; o nêutron tem uma massa um pouco menor que a de próton), como essa massa fica um pouco menor, a massa que deveria estar ali no sistema, mas que não está, é liberada na forma de energia. Então, isso daqui, essa reação aqui, libera uma quantidade imensa de energia. E isso só faz com que o centro dessa nebulosa, com que o centro dessa nuvem de hidrogênio, fique mais quente e sob maior pressão. Então, isso vai continuar acontecendo, isso é uma reação em cadeia. É chamada de reação em cadeia. E vamos, agora, só olhar o que foi formado aqui. Isso daqui que foi formado, que no caso é um nêutron e um próton no núcleo, é chamado de "deutério". E nada mais é do que um nome bonito para "hidrogênio pesado" (ou, em inglês, "heavy hydrogen", como é chamado). E esse elemento aqui tem uma ma... ele é... por exemplo, na tabela periódica, a gente vê o hidrogênio e ele tem uma massa 1 e o número atômico 1, ou seja, ele tem 1 próton no núcleo e a massa dele é 1. Esse deutério muda e fica com a massa atômica 2. E isso é um isótopo de hidrogênio; isso aqui é o hidrogênio pesado. E isso não para por aqui. Depois, o deutério também vai sofrer fusão, então... só deixe-me fazer um esquema aqui para a gente não se perder... então, começo com hidrogênio (com o hidrogênio no seu estado, no seu isótopo mais abundante, que é o hidrogênio com massa atômica 1), o hidrogênio se transforma em deutério, e, depois, essa reação não para. O deutério continua a fazer a fusão e, uma hora, o hidrogênio no seu isótopo fundamental vai ter acabado, e todo o deutério vai começar a se fundir. E, quando o deutério começar a se fundir, isso vai gerar um outro elemento mais pesado que nós conhecemos como hélio. Na tabela periódica, o hélio é aquele elemento que tem massa atômica 4 e 2 prótons no núcleo. E, quando a gente vai, por exemplo, passar do nosso hidrogênio no estado fundamental... aqui deixe-me botar... aqui era 1 a massa dele... quando a gente vai passar do nosso hidrogênio no estado fundamental para o hélio... aqui, não sei se vocês... eu não tenho minha tabela periódica, mas esse número aqui é 1,0001... é um pouquinho diferente de 1. Só que esse pouquinho de diferença faz a diferença porque, quando a gente passa para essa massa 4 aqui no hélio, essa massa é menor do que se eu pegasse 4 átomos de hidrogênio e os juntasse. Então, o que acontece com essa massa que é perdida? Ela vira energia, ela é convertida em energia. E essa energia faz com que a nuvem não caia, não colapse toda para o mesmo ponto. Então, ao mesmo tempo em que existe uma pressão botando todos os átomos para o centro de massa dessa nuvem, existe uma força empurrando esses átomos para fora dessa nuvem. E é basicamente assim que uma estrela se forma. Uma estrela é um corpo em equilíbrio hidrostático, ou seja, a força da gravidade que tenta comprimir os átomos é contrabalanceada pela força do núcleo, pela pressão interna do núcleo, que empurra esses átomos para fora. Então, de certa forma, a estrela fica constante. E, nos próximos vídeos, nós vamos ver o que acontece quando, por exemplo, uma estrela não tem essa força interna, essa pressão interna, e acaba colapsando, ou todos os átomos acabam caindo no centro de massa e condensando lá. Então, é assim que as estrelas nascem, e essa reação de hidrogênio-deutério-hélio pode continuar. Quando uma estrela tem como combustível principal o hidrogênio, é uma estrela de primeira geração. Depois, quando vem elementos mais pesados, como o hélio, já é uma estrela de segunda geração. E assim vai. Quando uma estrela morre, ela libera os elementos que ela utilizou, de novo, em uma nebulosa, e esse processo continua. E, cada vez mais, vão sendo formados elementos pesados. É assim que o nosso corpo tem ferro por exemplo, que a nossa Terra tem ferro. Esse mesmo ferro que nós temos na Terra foi criado em alguma estrela, em algum lugar, da nossa vizinhança galáctica. Então, obrigado! E até o próximo vídeo!