Um dos mais profundos mistérios do universo são as massas informes de matéria que deslizam no espaço, formando nuvens de gás e poeira. Flutuando entre as estrelas, nos braços das espirais e em grandes porções das galáxias irregulares, esse material denuncia sua presença quando reflete a luz das estrelas adjacentes (como a névoa em forma de colher ou quando as escurece atrás de lençóis opacos. Sua densidade é de 1 átomo por centímetro cúbico, o que supera o vácuo mais perfeito produzido na Terra. Entretanto, em algumas regiões, essas nuvens difusas são tão amplas que igualam em massa a totalidade das estrelas próximas.
As nuvens cósmicas são a matéria-prima com que se formou o universo. Cerca de 10 milhões de anos atrás, de acordo com as teorias mais recentes, nossa galáxia era uma fantástica massa de hidrogênio, girando invisível num espaço sem estrelas. À medida que esta nuvem se enrolou, formaram-se turbulências e destas originaram-se turbilhões. Dentro desses últimos, a força da gravidade começou a soldar partículas em corpos cada vez maiores. Depois, quando essas massas em expansão passaram a sofrer a compressão da gravidade, sua temperatura interna elevou-se. Em dado momento, no centro delas, os núcleos atômicos começaram a fundir-se e os átomos de hidrogênio transformaram-se em átomos de hélio (como acontece na bomba H). Acenderam-se assim as primeiras estrelas. Segundo se acredita, a Via Láctea e todas as galáxias formaram-se dessa maneira. Os astrônomos afirmam que, nas imensas nuvens difusas visíveis no espaço, pode estar ocorrendo atualmente o mesmo e lento processo de criação estelar.
A história de uma estrela começa com seu nascimento, ocorrência que pouco difere do nascimento do Sol. Uma nuvem de gás e poeira, turbilhonada em bolsas de alta densidade, começa a contrair-se em trono de um ou mais de seus centros gravitacionais. A existência de muitos centros em uma nuvem compacta pode resultar em estrela isolada com planetas, em estrela múltipla. O produto final depende da densidade e tamanho da nuvem original e do grau de turbulência de seus movimentos. Os astrônomos julgam identificar proto-estrelas, ainda não acesas, no simples processo de contração das nuvens próximas dos braços espiralados da Via-Láctea. Elas aparecem como glóbulos escuros contra as regiões menos opacas de gás e poeira que as circundam.
Quando a proto-estrela se contrai, suas regiões centrais se aquecem pela liberação de energia gravitacional com o calor da confluência de átomos colidindo uns com outros. Ao final de certo tempo, o calor se torna tão intenso que o hidrogênio do núcleo começa a fundir-se em hélio. Inicialmente, as fusões nucleares de átomos isolados são infrequentes e liberam pouca energia. Mas, à medida que a estrela continua a contrair-se sob o peso de camadas externas que se acumulam, os átomos do núcleo são comprimidos mais fortemente e as fusões se tornam mais frequentes. Depois, estão produzindo energia em expansão na quantidade exatamente suficiente para contrabalançar a capacidade gravitacional da estrela. Assim termina o processo de formação, e a estrela terá alcançado uma condição amadurecida e estável. Se for uma estrela de grande massa e elevada gravitação, a compacidade é rápida e violenta e o núcleo fica extremamente comprimido e quente, liberando quantidades gigantescas de energia de fusão para impedir o prosseguimento da contração. Por outro lado, se a massa for pequena a contração ocorre de modo suave, e os átomos interiores, pouco aglomerados, podem contrabalançar a pressão da gravidade fundindo apenas ocasionalmente .
O Sol está em combustão moderada. Isso quer dizer que, após algumas centenas de bilhões de anos, se for fria, vermelha, leve, de combustão lenta, irá consumir cerca de 10 % de seu hidrogênio original e então se tornará uma estrela ultra-brilhante e anormal. Os cientista já chegaram á conclusão de que está se aproximando desse estágio, mas não se espera que o atinja antes de decorridos três a cinco bilhões de anos. Não há cálculo preciso porque ninguém sabe exatamente qual a quantidade de hidrogênio que ainda resta em suas regiões internas. O que ocorre a uma estrela média com o tamanho do Sol é que, depois de consumir em torno 40% do hidrogênio em seu núcleo, este se contrai, produzindo temperatura de cerca de 110 milhões de graus centígrados; nesse ponto o hélio deixa de ser cinza inerte, tronando-se combustível ativo. Quaisquer três átomos de hélio podem, então, fundir-se explosivamente para formar um átomo de carbono, um quarto pode ser adicionado para formar o oxigênio e um quinto para produzir néon. A combinação de todas essas reações gera energia de raios gama, transformando o núcleo da estrela, de gás inerte, supercomprimido, uniformemente aquecido, em gás ativo, mais quente no centro, onde estão ocorrendo as novas reações, do que na parte externa, onde se processa fusão normal. Esse é o momento criticamente instável na vida de uma estrela e que produz numa espécie de explosão como fusão de hélio ou explosão do centro.
Evidentemente, as estrelas de grande massa devem ter um meio de livrar-se de parte de sua massa antes de morrer. Quando nascem, excedem em muito o limite de Chandrasekhar de 1,4 vezes a massa do Sol, atingindo pelo menos 40 vezes essa massa; isso representa muito peso do qual livrar-se. Embora as vidas de tais estrelas raras com tanta massa ainda estejam envoltas em mistério, sabe-se que a maioria delas gira com alta velocidade e pode eliminar seu excesso de matéria simplesmente expelindo-os dos equadores rodopiantes para o espaço. Contudo, há um determinado número de estrelas de grande massa que nasceram com lenta rotação. Os cientistas acreditam que quando ocorre o lampejo do hélio e se rompe o núcleo de uma estrela de grande massa e baixa rotação, a explosão fica confinada, devido à avassaladora força da gravidade da própria estrela. Provavelmente coisa semelhante ocorre nos rompimentos dos núcleos de carbono, oxigênio e néon, do núcleo de magnésio, do núcleo de silício, alumínio e enxofre, como também do núcleo de metais pesados que posteriormente se formam em sucessão. Nesse caso, uma estrela de rotação lenta pode ter combustão em camadas separadas, umas envolvendo as outras, variando em etapas desde o leve hidrogênio por fora, até o pesado ferro em seu interior.
Em seu estágio anormal ultra-brilhante, uma estrela consome hidrogênio em ritmo estonteante. O hélio que não se queima acumula cada vez mais rapidamente no núcleo. Cada novo acréscimo de cinza aumenta a compressão gravitacional sobre o núcleo e a temperatura necessária para suportar tal pressão. Por sua vez, o calor crescente aumenta a velocidade de fusão e de produção de cinza. À media em que a cinza se acumula no centro, a fusão continua numa camada brilhante em torno dele. No entanto, a cinza não tem fonte de energia interna e começa a contrair-se sob seu próprio peso crescente. Na contração, seus núcleos atômicos são comprimidos uns contra os outros, seus eléctrons são arrancados de órbita, e há liberação de energia gravitacional. Essa energia aumenta a temperatura do núcleo, e o calor adicional aumenta o ritmo das reações de fusão que ocorrem nas camadas envolventes. A reação primária "próton-próton, importante no Sol, não é muito afetada pelo calor adicional, mas a reação secundária do ciclo de carbono se acelera rapidamente, torna-se dominante, e breve estará malbaratando o patrimônio da estrela, em pródigo derrame de energia.
Já se sabe que algum dia todas as estrelas da Via-Láctea deverão empalidecer e apagar-se. O mérito dessa grande façanha - provavelmente a maior dos últimos anos da astronomia - pertence a centenas de cientistas. Já em 1920 o astrônomo inglês Sir Arthur Stanley Eddington percebeu, pela primeira vez, a importância da massa na vida das estrelas. Ele verificou que, uma vez formada a estrela com determinada quantidade de matéria, o resto de sua vida é determinado pelo constante entrechoque de duas tendências opostas: por um lado, tende a contrair-se sob o peso de sua atração gravitacional; e, por outro lado, tende a desintegrar-se pela liberação da energia que contém, de acordo com a lei de Einstein com sua "Teoria da Relatividade"- E = mc². Lembremos que Einstein publicou sua "Relatividade Generalizada" em 1916 - teoria matemática da gravitação, que substituiu os conceitos "newtonianos" por abstrações tão difíceis, que mesmo a maioria dos matemáticos levou uma década para alcançá-la. Uma década antes de Hubble verificar que o cosmo se expandia, as equações de Einstein mostraram que devia estar expandindo ou contraindo. Mas não acreditando em tais resultados, ele mesmo as reescreveu, para deixar o cosmo estático. A essência da teoria de Einstein é que a presença de matérias distorce o espaço, tornando-o curvo. Na década de 1930, Hubble tentou determinar a curvatura do cosmo contando o número de galáxias em cada esfera sucessiva, mas não teve êxito.
Há uma estarrecedora diversidade das estrelas, conformando-as a sequências evolutivas, como também explica todas as espécies turbulentas de estrelas, simplesmente como estagio da vida de cada uma estrela normal.
Muitos cientistas são concordes quanto aos cálculos e observações para permitir uma descrição do nascimento, adolescência, maturidade, senilidade e morte da maiorias das estrelas, e até mesmo, de maneira quantitativa. Isso leva-nos a crer no final dos tempos quando todas deverão apagar-se.
A ideia fundamental para desvendar a evolução estelar foi desenvolvida na década de 1940 por Walter Baade, do observatório Palomar. Para exemplificar, ele salientou que, assim como há diferentes floras e faunas nas ilhas e continentes diversos da Terra, também há populações diferentes de estrelas nos céus, as quais evoluíram de modo diferente uma das outras.
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