RADEIR: A FONTE DE ENERGIA DAS ESTRELAS

domingo, 2 de janeiro de 2011

A FONTE DE ENERGIA DAS ESTRELAS

A questão de porque as estrelas brilham só foi levantada no século XIX quando a termodinâmica - o estudo de calor e energia - estava se desenvolvendo. Pela primeira vez as pessoas compreenderam que o calor e a luz emitidos pelo Sol, 400 trilhões de trilhões de watts, precisava ter uma fonte. Somente em 1938 os cientistas finalmente descobriram que a fonte desta energia aparentemente inesgotável era a fusão nuclear.

A primeira lei da termodinâmica declara que a energia, incluindo o calor, nunca é criada ou destruída, simplesmente é transformada de uma forma em outra. Ainda hoje os cientistas usam este princípio para entender o Universo.

A primeira invocação desta lei veio do alemão Robert Julius von Mayer (1814-1878), que em 1840 completou seu curso de medicina e embarcou como cirurgião em uma viagem para a Índias Orientais holandesas. Como o tratamento médico naquela época envolvia sangramentos, Mayer observou que o sangue dos marinheiros recém chegados da Europa era mais vermelho do que o daqueles que estavam há longo tempo nos trópicos, indicando que havia mais oxigênio no sangue dos que chegavam.

Ele concluiu que menos oxigênio era necessário para manter a temperatura do corpo em clima mais quente, argumentou que a energia química da comida estava se transformando em calor e generalizou para a noção de que todas as formas de energia eram mutáveis entre si.

A palavra energia, do grego energeia,

tem como raízes en (em) e ergon (trabalho).

Energia é basicamente a capacidade de um sistema de realizar trabalho. Em 1843 o físico inglês James Prescott Joule (1818-1889) aprofundou as medidas do americano Benjamin Thompson (1753-1814), Conde de Rumford, da conversão de energia mecânica e elétrica em calor.

Em 1847 o físico alemão Hermann Ludwig Ferdinand von Helmholtz (1821-1894) deduziu a fórmula da energia potencial gravitacional, e demonstrou que, na ausência de fricção, a soma da energia cinética com a energia gravitacional potencial não muda com o tempo. Deste modo, no fim da década de 1840, a conservação de energia tinha sido enunciada claramente por Mayer, Helmholtz e Joule.

No fim do século XIX os astrônomos começaram a se perguntar que forma de energia estava sendo convertida em calor no Sol.

Em 1898, Sir Robert Stawell Ball (1840-1913), um astrônomo de Cambridge, notou que fósseis de peixes tinham olhos bem desenvolvidos, uma indicação de que o Sol brilhava desde muito antes da humanidade. Ele considerou e descartou a hipótese de que o Sol ainda estaria esfriando a partir de um aquecimento inicial durante sua formação. Não, o Sol teria há muito esfriado ao ponto de não mais emitir luz visível. Poderia o Sol ser movido a combustível tradicional?

Consideremos um pedaço de carvão mineral, o melhor combustível conhecido naquela época, e assumamos que seja possível misturar todo o oxigênio necessário para conseguir queima completa. Podemos então calcular quanto carvão é necessário por segundo para produzir a energia que o Sol emite por segundo, e quanto tempo uma quantidade de carvão tão grande quanto o Sol duraria. A resposta para carvão mineral, ou petróleo, ou mesmo hidrogênio puro, sempre resulta entre 6 000 a 10 000 anos. Um Sol movido a combustível normal não poderia durar mais do que a história humana escrita.

Lord Kelvin

O que mais poderia gerar a energia do Sol?

Por um tempo, a hipótese mais aceita envolvia a gravidade. A melhor hipótese era a da contração; esta teoria sugeria que a fonte de energia gravitacional era devido à lenta contração do Sol. Foram os cálculos desta teoria que permitiram ao grande físico teórico inglês Lord William Thomson, Barão Kelvin (1824-1907), que colocou a termodinâmica em sua forma presente, estimar a idade do Sol e iniciar um dos grandes debates científicos.

Uma estrela que está drenando sua energia gravitacional para emitir sua radiação só pode se contrair por um certo tempo. Quando Kelvin calculou os números, ele chegou a uma idade entre 20 e 100 milhões de anos, muito melhor (maior) do que a hipótese do combustível comum, mas não o suficiente para acomodar os dados que geólogos e evolucionistas tinham, de bilhões de anos.

Arthur Eddington

Por volta de 1920, a hipótese da contração já podia ser testada teoricamente nas estrelas. Em seu trabalho monumental Sobre a Constituição Interna das Estrelas, o astrônomo inglês Sir Arthur Stanley Eddington (1882-1944) assentou a fundação da teoria moderna de estrutura estelar. Ele deu a idéia corrente de que uma intensa fonte de energia no núcleo da estrela gera a pressão que contrabalança a força para dentro da gravidade, estabilizando a estrela por muitos bilhões de anos.

O teste da teoria de contração se deu através de estrelas variáveis Cefeidas, que alteram períodos de aumento de brilho com períodos de redução de brilho, em escalas de semanas ou meses. A primeira Cefeida foi descoberta em 1784 por Edward Pigott (1753-1825). Para estas estrelas, a duração do ciclo depende criticamente do raio da estrela. Baseado na quantidade de radiação que a estrela Delta Cefeida estava emitindo, ela deveria ter uma redução do seu período de pulsação em 17 segundos por ano. Como a estrela foi observada desde 1758, Eddington arguiu que esta mudança de período seria mensurável, e como não existia, a produção de energia não podia ser devido à contração gravitacional.

Eddington já era famoso por ter organizado as expedições de 1919 para confirmar a Teoria da Relatividade Geral de Albert Einstein (1879-1955), confirmando que a luz se desvia perto da borda do Sol, através da observação do desvio durante um eclipse. Descartando a hipótese da gravidade, Eddington tinha que propor uma nova teoria. Em 1920 a equação de Einstein

, que implica que a massa pode ser convertida em energia, já era conhecida. Uma grama de matéria totalmente convertida em energia produz 90 trilhões de Joules (1 watt = 1 Joule/s e 1 caloria = 4,18 Joule). Mas pouco mais de 10 anos tinham se passado desde a descoberta de que o átomo tinha um núcleo, e as únicas partículas conhecidas eram o próton e o elétron.

A descoberta do nêutron ainda estava muitos anos no futuro.

Portanto qualquer discussão do que Eddington chamou de "energia sub-atômica" envolvia muita especulação. Eddington considerou o que hoje chamamos de fusão nuclear, a conversão de quatro prótons em um núcleo de hélio, mas ele não gostava da idéia porque isto limitava a vida das estrelas a só alguns bilhões de anos.

Eddington favorecia um processo que hoje em dia sabemos que não ocorre na natureza, a aniquilação de prótons por elétrons, que produziria energia suficiente para milhares de bilhões de anos. Ele propôs que a astrofísica permitia explorar o interior das estrelas, já que as propriedades da superfície eram conseqüências da estrutura interna.

Durante os anos 1920 e 1930, os astrônomos estavam colectando dados sobre todos os tipos de estrelas, e os físicos nucleares estavam então trabalhando na teoria do núcleo atômico.