Para dizê-lo claramente, sem estrelas simplesmente não existiríamos. Na verdade, provavelmente não haveria nenhuma vida. Mas por que as estrelas são tão essenciais?

A resposta mais óbvia é, evidentemente, a energia. As estrelas produzem a energia necessária para a vida através da fusão nuclear. Se as estrelas nunca se tivessem formado no Universo, haveria escuridão eterna e temperaturas inimaginavelmente frias, próximas de -273˚C. O nosso Sol liberta milhares de milhões de watts de potência e ajuda a aquecer o planeta Terra, criando a temperatura certa para a água líquida e, consequentemente, para a vida.

Mas talvez ainda mais importante seja o facto de as estrelas criarem muitos dos elementos essenciais necessários para a vida. A maioria das moléculas importantes nos nossos corpos é feita de carbono. Também precisamos de oxigénio na água, cálcio nos nossos ossos, ferro no nosso sangue e muito mais. Todos estes elementos são criados dentro das estrelas. Quando as estrelas morrem, estes elementos são libertados para o espaço para se reformarem em quase tudo o que conhecemos na Terra. Somos literalmente todos feitos de estrelas!

Durante a maior parte das suas vidas, as estrelas queimam hidrogénio e fundem núcleos de hidrogénio em núcleos de hélio. Há duas maneiras diferentes de o fazer. A primeira chama-se cadeia pp, a segunda chama-se ciclo CNO.

As estrelas que queimam hidrogénio chamam-se estrelas da Sequência Principal, das quais aprendemos no capítulo anterior. O nosso Sol é uma estrela da Sequência Principal, com a maior parte da energia criada através da cadeia pp, cerca de 98,5%, e os outros 1,5% criados através do ciclo CNO. Isto é típico de uma estrela da massa do Sol. A cadeia pp é o processo nuclear mais dominante para estrelas da sequência principal com massas até cerca de 1,5 vezes a massa do nosso Sol. Qualquer massa superior permitiria ao ciclo CNO dominar. Até agora, o Sol queimou aproximadamente metade do hidrogénio no seu centro e tem cerca de 4,5 mil milhões de anos.

A cadeia pp começa sempre com dois núcleos de hidrogénio e produz hélio-4. Os núcleos de hidrogénio (que formariam um átomo de hidrogénio se fossem acompanhados por um eletrão) são efetivamente protões simples, p. Assim, os dois protões fundem-se para formar deutério, libertando um positrão e um neutrino à medida que um protão se transforma num neutrão. O deutério resultante funde-se depois com outro protão para criar um isótopo de hélio, hélio-3, libertando também um fotão.

Isto ocorre em toda a estrela, por isso há um número relativamente elevado de moléculas de hélio-3 disponíveis. A partir daqui, há na verdade três maneiras diferentes de produzir hélio-4. A cadeia ppI produz 86% da energia do Sol. Neste processo, dois núcleos de hélio-3 fundem-se para produzir hélio-4 e os protões restantes são libertados para eventualmente fazer parte de outra reação em cadeia pp.

A cadeia ppII produz cerca de 14% da energia do Sol. Neste processo, uma das moléculas de hélio-3 combina-se com uma molécula de hélio-4 já existente para produzir berílio-7 e um fotão. No entanto, o berílio-7 é instável e decai por captura de eletrão, isto é, combina-se com um eletrão para formar lítio-7, libertando um neutrino no processo. Finalmente, o lítio-7 combina-se com uma molécula de deutério para criar duas moléculas de hélio-4.

Há também a cadeia ppIII, responsável apenas por 0,02% da energia do Sol. Aqui, o instável berílio-7 combina-se com outro protão para formar boro-8 e um fotão. O boro-8 é altamente instável e decai rapidamente para formar outro isótopo instável de berílio, berílio-8, libertando um positrão e um neutrino como subprodutos. O berílio-8 decai de volta em dois hélio-4.

CNO significa "carbono-azoto-oxigénio". No ciclo CNO estes elementos atuam como catalisadores para produzir hélio. Aqui um protão funde-se com um núcleo de carbono-12 para produzir azoto-13 instável e um fotão. O azoto-13 sofre decaimento beta em carbono-13, libertando um positrão e um neutrino. Depois o carbono-13 funde-se com outro protão para formar azoto-14 (e um fotão) que por sua vez se funde com ainda outro protão para formar oxigénio-15 (e um fotão). No entanto, o oxigénio-15 sofre decaimento beta positivo para formar azoto-15, um positrão e um neutrino. O azoto-15 então, finalmente, funde-se com um protão e divide-se imediatamente para formar um núcleo de hélio-4 e um núcleo de carbono-12, que pode então continuar e começar todo o ciclo de novo.

Os processos nucleares que ocorrem no Sol, a cadeia pp e o ciclo CNO, criam muitos produtos sobre os quais ainda não falamos. Obviamente, a energia produzida é maioritariamente fotões, que vemos como luz solar. No entanto, os processos nucleares também produzem muitos neutrinos.

Os físicos acham os neutrinos muito intrigantes: são partículas muito invulgares. Os neutrinos transportam muita energia mas quase não interagem com a matéria. Não têm carga elétrica e uma massa extremamente pequena, quase negligenciável. Podem atravessar objetos como a luz solar atravessa uma janela de vidro limpa. Os neutrinos podem viajar sem impedimentos do centro do Sol até à Terra em cerca de 8 minutos.

Usando equipamentos incrivelmente sofisticados, os cientistas encontraram formas de detetar estes neutrinos em enormes laboratórios subterrâneos, longe de qualquer radiação de superfície. Isto pode dar aos cientistas uma forma de perceber o que está a acontecer no centro do Sol, onde estas partículas são criadas.

A parede do tanque de água do Detetor de Neutrinos Super-Kamiokande no Japão está revestida com milhares de detetores de fotões, cada um do tamanho de uma bola de praia. Ocasionalmente um neutrino vindo do Sol interage com uma molécula de água produzindo fotões que são registados por um ou vários destes detetores. Fonte da imagem: Observatório Kamioka, ICRR Tóquio

Os cientistas teorizaram a existência do neutrino muito antes de ter sido detetado, e foram capazes de prever quantos neutrinos o Sol produziria por segundo, e quantos desses seriam detetáveis na Terra. No entanto, quando foi realizado um experimento para confirmar isto na década de 1960, havia uma discrepância séria. Durante muitos anos os cientistas pensaram que algo estava errado com o nosso modelo do Sol porque apenas cerca de um terço a metade do número calculado de neutrinos era registado pelos detetores na Terra. Esta discrepância foi chamada de problema do neutrino solar.

Para perceber a solução deste problema, tem que se perceber que há três tipos (ou sabores) de neutrinos: neutrinos de eletrão, de muão e de tau. As reações nucleares no centro do Sol apenas produzem neutrinos de eletrão. No entanto, se se assumir que os neutrinos de eletrão podem de alguma forma transformar-se em neutrinos de muão ou de tau no caminho do centro do Sol até à Terra, isso forneceria uma explicação para os neutrinos em falta.

Até 2002, os detetores de neutrinos terrestres só podiam ver neutrinos de eletrão. Os neutrinos de muão não podiam ser detetados por nenhum dos experiências anteriores em funcionamento desde a década de 1960. Apenas em 2002 foi possível detetar neutrinos de eletrão bem como neutrinos de muão num novo detetor, o Observatório de Neutrinos de Sudbury (SNO) no Canadá. Foi então provado experimentalmente que os neutrinos podem mudar o seu tipo e além disso o problema do neutrino solar foi resolvido porque a soma do número de neutrinos de eletrão detetados mais o número de neutrinos de muão detetados correspondia exatamente à previsão feita pelo nosso modelo do Sol.

Esta foto mostra o grande recipiente que está cheio de água pesada no laboratório subterrâneo SNO no Canadá. Esta experiência permitiu detetar neutrinos de eletrão bem como neutrinos de muão e assim resolveu o problema do neutrino solar. Fonte da imagem: Observatório de Neutrinos de Sudbury.

Perto do fim da vida de uma estrela da Sequência Principal, quando fica sem hidrogénio para queimar, a fusão do hidrogénio pára. Incapaz de produzir energia para suportar o seu próprio peso, o núcleo da estrela começa a colapsar, aumentando a pressão e a temperatura à medida que o faz.

Eventualmente, o núcleo da estrela torna-se suficientemente quente para começar a queimar hélio. Isto faz com que a camada exterior se expanda, mas com a energia produzida a ser distribuída por uma área maior, a estrela na verdade torna-se mais escura e mais vermelha. É por isso que as estrelas que se aproximam do fim das suas vidas são chamadas gigantes vermelhas.

A fusão do hélio ocorre num processo nuclear chamado reação triplo-alfa e produz carbono e oxigénio como subprodutos. O carbono é essencial para a vida porque é capaz de formar as necessárias moléculas complexas da vida (ADN, proteínas). O mesmo é verdade para o oxigénio porque a vida precisa de moléculas de água que contêm oxigénio (H₂O). Isto pode ver-se facilmente pelo facto de a vida ser escassa ou inexistente onde não há muita água disponível, como em desertos ou no planeta Marte.

O carbono é criado através da queima do hélio por um processo nuclear único, a chamada reação triplo-alfa. Este é um processo em duas etapas no qual primeiro dois núcleos de hélio (partículas alfa) se encontram para formar berílio-8 (⁸Be). Na segunda etapa, outra partícula alfa é incorporada no ⁸Be, produzindo um núcleo de carbono-12 (¹²C). No entanto, a ligação entre as duas partículas alfa que compõem o ⁸Be é muito fraca e elas separam-se novamente extremamente rapidamente (após cerca de 10^-16 s). A captura de uma terceira partícula alfa pelo ⁸Be antes da sua decaimento só é possível porque esta captura é aumentada por uma chamada ressonância no ¹²C, que aumenta enormemente a eficiência da terceira captura alfa.

A existência e as propriedades detalhadas desta ressonância foram previstas pelo cientista britânico Fred Hoyle (1915–2001) simplesmente pela consideração de que sem ela a produção de carbono nas estrelas não seria suficiente para permitir a vida. Apenas dois anos após a sua previsão, esta ressonância foi realmente descoberta num experiência laboratorial. A singularidade do processo triplo-alfa pode ser vista pelo facto de este parecer ser o único caso em que o resultado de uma experiência laboratorial foi previsto corretamente com base no facto de que caso contrário não existiríamos.

Sir Fred Hoyle é notável por várias teorias e como escritor de ficção científica. No entanto, sentia que o universo estava em "estado estacionário" e expandia-se devido à criação de nova matéria e não à teoria do "Big Bang" amplamente aceite. Ironicamente, cunhou o termo "Big Bang" num dos seus artigos a criticar a teoria. Originalmente, o termo pretendia ridicularizar a teoria, mas os defensores da teoria decidiram que era na verdade muito adequado e mantiveram-no.

A previsão e depois a descoberta da ressonância ¹²C de Fred Hoyle deu muito apoio a uma das suas outras teorias: a hipótese da nucleossíntese estelar, que afirma que todos os elementos químicos naturais se formam a partir do hidrogénio dentro das estrelas.

Quando o hélio se esgota no centro de uma estrela, novamente o núcleo da estrela contrai, aumentando a temperatura e a densidade de modo que agora o carbono pode queimar. Este mecanismo de contração e ignição de um combustível diferente sempre que o combustível anterior se esgota repete-se e leva a mais fases de queima consecutivas, nas quais os produtos da queima anterior são os combustíveis das fases de queima subsequentes. As seguintes fases de queima avançada ocorrem, produzindo elementos cada vez mais pesados: carbono, oxigénio, néon e silício. A queima do silício, produzindo principalmente ferro, é a última fase de queima numa estrela. Depois disso, a queima nuclear não pode mais produzir energia porque a fusão do ferro e dos núcleos mais pesados que o ferro não liberta energia.

A imagem mostra o núcleo de uma estrela massiva no final da queima do silício. O raio típico do núcleo seria ~R_Terra enquanto o raio do envelope seria ~5 UA. Fonte: Richard Pogge, OSU.

A queima nuclear no centro das estrelas é acompanhada pela queima em camadas. Os processos de queima em camadas são semelhantes às fases de queima central anteriores e ocorrem simultaneamente com a queima central avançada em cascas esféricas em torno do centro onde a temperatura e a densidade não são tão altas, mas o combustível nuclear mais leve ainda está disponível. Por exemplo, quando o núcleo de uma estrela está a fundir carbono para produzir oxigénio, a camada ainda contém algum hélio restante. A energia produzida pelo núcleo que funde carbono aquece a camada até ficar suficientemente quente para queimar o hélio. O hélio funde-se em carbono, que é pesado e cai no núcleo fornecendo mais combustível.

Nem todas as estrelas conseguem criar a lista completa dos elementos enumerados acima. Quanto maior for a estrela, mais alta é a temperatura que o núcleo pode atingir e mais provável é conseguir criar os elementos mais pesados. O nosso Sol, por exemplo, não é particularmente grande. No momento está a fundir hidrogénio para fazer hélio e perto do fim da sua vida provavelmente conseguirá fundir hélio e produzir um núcleo de carbono; mas é improvável que atinja as temperaturas necessárias para fundir o carbono.

Para estrelas com menos de 8 vezes a massa do Sol, só pode ocorrer queima de hidrogénio e hélio porque o núcleo da estrela nunca atinge a temperatura e a densidade necessárias para ignitar outra fase de queima. Depois do processo de queima do hélio terminar, o que sobra são apenas as 2 camadas externas: hidrogénio na extremidade, hélio um pouco mais para dentro, e o núcleo da estrela. O núcleo consiste no carbono e no oxigénio produzidos na reação triplo-alfa. Depois, pulsações e fortes ventos estelares fazem com que as camadas externas sejam sopradas, criando uma nebulosa planetária e deixando para trás uma Anã Branca.

Em estrelas maiores do que 8 vezes a massa do Sol, os processos nucleares podem continuar por muito mais tempo, até à queima do silício, deixando um núcleo de ferro. Quando este termina, a estrela não consegue suportar o seu próprio peso e as camadas externas caem rapidamente para a estrela, depois ressaltam do núcleo denso numa poderosa onda de choque, levando à característica explosão de uma supernova de tipo II, que deixa para trás uma Estrela de Neutrões.

Através destes ventos e explosões, os elementos frescos criados nas estrelas são distribuídos como nuvens de gás e poeira pelo espaço. Assim, as estrelas são como fábricas que produzem elementos que são os materiais de construção para novas estrelas, planetas e em última análise para nós, seres humanos.

Através de nebulosas planetárias (esquerda) e supernovas (direita) os elementos criados nas estrelas são distribuídos pelo espaço. Fontes das imagens: NASA

O elemento mais pesado que as estrelas podem criar é o ferro, através de processos de fusão nuclear que produzem o novo elemento e libertam energia. No entanto, para elementos mais pesados do que o ferro, os constituintes estão menos dispostos a ficar juntos. Por exemplo, se um protão carregado positivamente tentasse fundir-se com um núcleo positivo, porque têm a mesma carga e repelem-se mutuamente, em vez de produzir energia, tal processo consumiria energia. Para atingir energias suficientemente altas para superar estas forças repulsivas, são necessárias temperaturas cada vez mais altas.

Então como são criados elementos mais pesados como ouro e urânio?

Bem, alguns destes problemas serão evitados quando se consideram os neutrões. Os neutrões não têm carga, portanto conseguem fundir-se com um núcleo sem terem de superar a repulsão elétrica. Se os núcleos capturarem neutrões, podem ser criados núcleos mais ricos em neutrões. Se um núcleo ficar muito cheio de neutrões, alguns dos neutrões transformar-se-ão num protão através do decaimento beta. Os elementos mais pesados são produzidos desta forma.

No entanto, estes só podem ocorrer em condições muito específicas. Há dois processos que em conjunto são conhecidos como nucleossíntese estelar (fazer núcleos nas estrelas).

O processo Lento ou s: Este processo ocorre durante a queima do hélio das Gigantes Vermelhas. Nesta fase, há uma abundância de neutrões, que são capturados por outros núcleos. Este processo é lento porque são produzidos relativamente poucos neutrões e demora milhões de anos até que seja produzida uma quantidade apreciável de elementos pesados. Isto produz elementos como o zircónio, que é usado como pedra preciosa ou em catalisadores. Os elementos produzidos desta forma são geralmente estáveis porque o processo é suficientemente lento para permitir que os núcleos decaiam até à estabilidade antes de capturarem outro neutrão.

O processo Rápido ou r: Este processo ocorre durante a fase de supernovas de tipo II. Neste caso, os neutrões são produzidos pela fusão de protões e eletrões (captura de eletrão em protões). É rápido pois é produzido um grande número de neutrões e demora apenas segundos a formar uma quantidade significativa de elementos pesados. É assim que são criados elementos como o urânio e o ouro. Os novos elementos formam-se muito mais rapidamente do que o decaimento nuclear pode ocorrer, portanto os elementos produzidos desta forma são muitas vezes instáveis.

Os raios cósmicos provenientes do espaço exterior foram as primeiras partículas de alta energia alguma vez estudadas. Alguns raios cósmicos passam pelo seu corpo a cada segundo, independentemente de onde esteja. É difícil determinar a origem exata dos raios cósmicos porque viajam de todas as direções. Muitos têm origem no nosso Sol, outros foram provavelmente emitidos por supernovas. Os raios cósmicos que atingem a camada exterior da atmosfera são principalmente protões em rápido movimento e de alta energia. À medida que se precipitam em direção à Terra, colidem com átomos no ar (principalmente azoto e oxigénio), criando novas partículas que caem em chuvada sobre a superfície da Terra. A maioria destas novas partículas são isótopos instáveis.

Uma das histórias mais intrigantes na história da Física Nuclear foi a descoberta em 1972 de um reator nuclear natural localizado em África.

Medições de rotina efetuadas em amostras de UF₆ da Mina de Oklo, no Gabão, África Central, mostraram uma discrepância na quantidade do isótopo ²³⁵U, em comparação com urânio de outras minas. Concentrações mais baixas e a presença de outros isótopos como o neodímio e o ruténio sugeriam que tinha ocorrido uma reação nuclear. Era intrigante, e algumas pessoas especularam até que estes produtos residuais tinham sido deixados por uma civilização alienígena que tinha depositado os resíduos radioativos dos motores da sua nave espacial lá.

Eventualmente, descobriu-se que o urânio de ocorrência natural tinha sido concentrado nas rochas por processos geológicos a concentrações tão elevadas que reações em cadeia nuclear foram capazes de começar por si sós há cerca de dois mil milhões de anos e foram sustentadas por até 1 milhão de anos.

Após o Big Bang, há cerca de 13,7 mil milhões de anos (canto superior esquerdo na imagem abaixo), o Universo era composto por um gás: hidrogénio puro e hélio sem quaisquer outros elementos (centro superior). Regiões mais densas desse gás acabaram por colapsar sob a sua própria gravidade e produziram estrelas (centro direita). As estrelas produzem elementos (o mais pesado sendo o ferro para a maioria das estrelas) dentro de milhões a mil milhões de anos (abaixo). No fim das suas vidas, as estrelas distribuem os elementos criados no espaço através de nebulosas planetárias e supernovas. Os elementos mais pesados do que o ferro são produzidos durante as supernovas (centro esquerda). Os elementos libertados formam novas estrelas e o processo continua. Este ciclo ocorreu várias vezes antes de o Sol e os planetas se formarem (canto superior direito). O Sistema Solar contém elementos criados em gerações anteriores de estrelas. Fonte da imagem: Behacker & Partner