"A mente que se abre a uma nova idéia jamais voltará ao seu tamanho original." – Albert Einstein
Sobre o autor
Estudante de física, natural de São Paulo, escrevo artigos sobre física e matemática, sempre procurando despertar o gosto das pessoas por essas ciências.
No Big Bang matéria e antimatéria foram criadas na mesma proporção. Nessa época existiam partículas e existiam também suas antipartículas correspondentes, ou seja, para cada quark existia um antiquark, para cada elétron, um pósitron e assim por diante. Essas partículas interagiam e se aniquilavam liberando energia que depois viria a tornar-se partículas e antipartículas novamente, continuando o ciclo. Hoje cientistas são capazes de estudar essas interações da matéria com a antimatéria graças à radiação cósmica de fundo, que é a energia criada nesse momento e que está presente em todo o universo até hoje. Essa radiação está distribuída quase que homogeneamente em todo o universo e para cara partícula de matéria que existe hoje, existe pelo menos 20 bilhões de fótons que foram criados nos instantes iniciais do universo e que compõe a radiação cósmica de fundo.
O universo, de acordo com a teoria da inflação cósmica, começou a esfriar, pois experimentava um crescimento, em termos de volume, extraordinário. Nesse momento algo interessante aconteceu: uma ínfima porcentagem de matéria sobrevive às aniquilações e a antimatéria é praticamente eliminada do universo. O que houve com a antimatéria? A quantidade de matéria e antimatéria eram as mesmas então porque ambas não foram completamente eliminadas? Ainda não se sabe as respostas para essas perguntas. A assimetria matéria-antimatéria e é um dos maiores problemas teóricos da física moderna.
A história da antimatéria
Em 1905, Albert Einstein propôs a Teoria da Relatividade Especial, trabalho em que aparece a famosa equação E=mc². Onde E representa a energia da partícula, m sua massa e c a velocidade da luz. Porém Einstein não percebeu que sua equação admite soluções negativas, ou seja, a equação pode ser escrita como E=±mc². A solução positiva não cria qualquer dificuldade de interpretação, contudo, a solução negativa sim e os físicos não sabiam o que fazer com ela.
Em 1930, o físico Paul Dirac propôs a interpretação de que a solução negativa poderia corresponder a antipartículas. A equação que Dirac criou, hoje chamada de equação de Dirac, explica o comportamento dos elétrons em termos quânticos e relativísticos porém essa equação, assim como a de Einstein, implicava que o elétron (a matéria no caso da equação de Einstein) podia possuir energia negativa. Após muito relutar, Dirac propôs que a energia negativa que o elétron implicaria na existência de uma antipartícula do elétron, chamada pósitron.
Essa equação proposta por Dirac foi escrita para descrever os elétrons mas servia para descrever qualquer partícula com spin ½. Então, de acordo com a equação, várias outras partículas deveriam apresentar antipartículas. As antipartículas, resultado da equação de Dirac, foram comprovadas experimentalmente alguns anos depois. Em 1933, Anderson observou pela primeira vez o pósitron. Em 1955 foi a vez de o antipróton ser observado por Chamberlain. Nos anos seguintes mais antipartículas, como o antiquark, seriam observadas, comprovando definitivamente a veracidade da antimatéria, que depois disso tornou-se uma área ativa de pesquisa na física.
Um pouco mais sobre a antimatéria
Assim como o nome sugere, a antimatéria é o oposto da matéria. Antipartículas e partículas possuem a mesma massa mas suas cargas elétricas e suas propriedades de spin são invertidas. Se tivermos, por exemplo, um elétron de massa m e carga -e, um pósitron terá massa m e carga e. Assim como a matéria, a antimatéria também é capaz de formar átomos se suas antipartículas estiverem emparelhadas. Os átomos formados por antipartículas são chamados de antiátomos. Um átomo de hidrogênio formado por antipartículas é chamado de anti-hidrogênio ou antiátomos de hidrogênio.
Atualmente os cientistas são capazes de produzir antimatéria nos chamados aceleradores de partículas, como o famoso LHC. Nessas máquinas de incrível complexidade, feixes de partículas e/ou antipartículas são lançados em anéis circulares ou retilíneos e são colididos com outros feixes. Essas colisões, quando feitas com energia suficiente, recriam as condições do universo no Big Bang. Com isso os cientistas são capazes de produzir antimatéria e mais recentemente , captura-la e armazena-la por alguns minutos. O armazenamento da antimatéria é feito com uma técnica chamada penning trap, que consiste em criar campos eletromagnéticos para suspender a antimatéria em uma câmara de vácuo. Isso é necessário porque a interação da matéria e antimatéria resulta em uma liberação de energia surpreendente, o que danificaria os equipamentos.
Os links a seguir são pequenas galerias de fotos de Einstein. O primeiro link fornece algumas fotos difíceis de encontrar na internet e o segundo link é uma galeria de fotos tiradas no dia em que Einstein morreu.
Para uma estrela ser formada são necessárias três coisas: muito gás, gravidade e tempo. Todos sabem que matéria atrai matéria e este é o princípio responsável pela formação das estrelas. As partículas de gás, aos poucos, se aglomeram gerando um campo gravitacional maior, influenciando mais partículas de gás. Com muito tempo, a gravidade irá reunir uma grande quantidade de hidrogênio, comprimindo-o mais e mais até um ponto em que a temperatura será tão alta que um processo chamado fusão nuclear começará. Isso ocorre, pois quando um gás é comprimido, sua temperatura aumenta. Então essa temperatura, somada à pressão que as camadas externas de gás exercem no centro da nuvem aumentam a temperatura ao ponto em que os núcleos atômicos passam a se fundir quando se chocam devido a sua grande energia cinética. Quando a fusão nuclear começa, temos o nascimento de uma nova estrela chamada de proto-estrela.
Até que o equilíbrio hidrostático seja estabelecido, a estrela enfrentará uma vida turbulenta, repleta de ejeções de material estelar e explosões violentas que podem alterar sua estrutura interna drasticamente. O equilíbrio hidrostático será alcançado quando as forças da gravidade e da fusão nuclear se equilibram. A fusão nuclear cria uma força contrária a da gravidade, que por sua vez cria uma pressão na estrela. Quando essas forças se equilibram a estrela entrará em um período menos turbulento. Veja que mesmo nesse período mais calmo, erupções e explosões ainda ocorrem, porém com menos freqüência Dependendo da massa da estrela, ela poderá ficar nessa fase de sua vida durante bilhões de anos.
Durante muitos anos uma questão permaneceu na cabeça dos cientistas: por que as estrelas brilham? Foram necessários muitos anos até que em 1905, com um trabalho pioneiro de Albert Einstein, a resposta foi alcançada. Neste ano, também chamado de “ano do milagre de Einstein”, ele publicou um trabalho contendo a famosa equação E=mc². Essa equação, familiar para a maioria das pessoas, é a chave para entender porque as estrelas brilham. Mas antes precisamos entender como essa equação funciona.
Muitas pessoas acham que equações são apenas constructos matemáticos sem significado. Pois estas pessoas estão enganadas. Cada equação possui seu significado, sua interpretação e são esses significados que muitas vezes guiam os cientistas para a criação de melhores teorias. A equação de Einstein não é uma exceção e descreve o que é chamado de equivalência massa-energia. Nas palavras de Einstein “…massa e energia são diferentes manifestações do mesmo fenômeno”. Essa equação, além de relacionar matéria a energia possui outro significado importante: poucas quantidades de matéria possuem muita energia. A seguir um vídeo de Einstein explicando o significado de sua equação.
“É sabido a partir da teoria da relatividade que massa e energia são diferentes manifestações do mesmo fenômeno – um conceito pouco familiar para a maioria das pessoas. Além disso, a equação E é igual a m c ao quadrado, na qual energia é igual a massa multiplicado pelo quadrado da velocidade da luz, nos mostra que pequenas quantidades de matéria podem ser convertidas em enormes quantidades de energia e vice-versa. Massa e energia são de fato, equivalentes, de acordo com a fórmula mencionada a cima. Isso foi demonstrado experimentalmente por Cockcroft e Walton em 1932.”
Bem, agora vamos entender o que ocorre no centro das estrelas. Como já foi dito, estrelas realizam um processo chamado fusão nuclear que literalmente une os átomos no centro das estrelas, fazendo, por exemplo, com que dois átomos de hidrogênio se tornem um átomo de hélio. E é aí que E=mc² entra. A soma das massas dos átomos de hidrogênio é um pouco menor que a massa do novo átomo de hélio então um pouco da massa “sumiu” durante o processo. Obviamente essa massa não sumiu pois isso seria uma violação da lei da conversação de massa e energia. Então para onde essa massa foi? Lembre-se, E=mc², massa pode tornar-se energia e energia pode tornar-se massa. A massa que “desapareceu” na verdade tornou-se energia que será liberada na forma de radiação eletromagnética (luz) e outras coisas como neutrinos.
É por isso que as estrelas brilham, pois elas convertem toneladas e toneladas de hidrogênio por segundo em hélio e parte da massa desse material será transformada em energia durante o processo, garantindo que a estrela brilhe intensamente até que seu hidrogênio se acabe.
O que acontece quando uma estrela morre?
Quanto menor a estrela, mais tempo ela sobreviverá pois para manter as forças interna (fusão nuclear) e externa (gravidade) equilibradas é necessário menos hidrogênio. E por quanto mais tempo a estrela manter suas reservas de hidrogênio mais tempo ela sobreviverá. Mas o fim é inevitável, um dia as reservas de hidrogênio se esgotarão e a estrela estará em seus últimos momentos. Nesta fase, a massa inicial determinará o que irá acontecer com a estrela. Talvez ela expanda, torne-se uma gigante vermelha e ejete suas camadas de gás como ocorrerá com o Sol, ou talvez, se ela possuir massa suficiente, exploda em uma supernova, quem sabe até em uma hipernova, e deixe para trás um buraco negro ou uma estrela de nêutrons. Tudo dependerá de sua massa inicial.
Estrelas com massa semelhante ao do Sol ao chegar no final de suas vidas podem se tornar gigantes vermelhas por pouco tempo. Isso ocorre pois quando o hidrogênio do núcleo acaba, a estrela começa a utilizar outras fontes como o hidrogênio fora do núcleo e até mesmo chega a fundir átomos de carbono, o que lhe garante um último suspiro. Tudo isso será em vão e elas ejetarão suas camadas externas de gás, originando uma nebulosa planetária. A estrela, agora sem suas camadas externas de gás, é chamada de anã branca e poderá permanecer nesse estado durante bilhões de anos pois, por ser muito pequena pouco consome seu combustível restante. Isso é o que ocorrerá com o Sol em aproximadamente 5 bilhões de anos.
Em uma estrela com mais de 10 massa solares o processo é um pouco diferente e mais violento. Estrelas desse tamanho, no fim de sua vida podem originar as chamadas supernovas. Mas afinal o que é uma supernova? Quando uma estrela com muita massa chega ao final de sua vida, extingue-se em um evento muito luminoso, que pode brilhar mais que uma galáxia inteira, chamado supernova. Quando o hidrogênio no núcleo da estrela acaba, ela é comprimida pela ação da gravidade, o que aumenta sua temperatura. Esse aumento na temperatura fará com que a estrela comece a fusão de outros elementos. Uma hora, esses elementos acabarão e novamente, a pressão irá aumentar a temperatura da estrela e desencadear outro ciclo nos processos nucleares da estrela. Em cada novo ciclo a estrela cresce, aumentando sua gravidade, força que no final prevalecerá e fará com que o núcleo da estrela colapse sobre si mesmo, originando uma supernova de tipo II. Esse tipo de fenômeno muitas vezes leva a criação de um núcleo de ferro que poderá originar uma estrela de nêutrons. É graças a esse tipo de explosão que os elementos mais pesados da tabela periódica são formados. Então apesar das supernovas serem explosões letais, são também responsáveis pela formação dos elementos que permitem a vida na Terra. Cada átomo de ferro, carbono ou oxigênio em nossos corpos vieram de uma supernova.
A criação de um buraco negro ocorre devido a um evento muito mais violento que uma supernova. Para um buraco negro ser criado, é necessário que a estrela tenha uma massa inicial de 100 até 300 vezes maior que a massa do Sol, o que originará uma explosão de supernova do tipo Ic ou uma hipernova. Estrelas hipergigantes quando chegam no final de sua vida têm seu núcleo colapsado de forma tão violenta que um buraco negro é criado. O colapso acontece de forma tão rápida que o núcleo colapsa e torna-se um buraco negro antes mesmo da estrela desabar sobre si mesma. Esse novo buraco negro criado no centro da estrela irá “consumir” o resto da estrela, o que pode ocasionar em explosões de raios gama, um dos eventos mais energéticos do universo.
Como os cientistas classificam as estrelas?
Estrelas podem ser pequenas ou grandes, quentes ou frias, novas ou velhas. Para organizar todas as estrelas de forma adequada, astrônomos desenvolveram um sistema chamado Diagrama de Hertzsprung-Russell. Esse diagrama é uma tabela que mostra a magnitude absoluta (ou luminosidade) das estrelas em função de seus tipos espectrais (classificação espectral de Harvard) e temperaturas. O Diagrama de Hertzsprung-Russel foi desenvolvido pelos astrônomos Ejnar Hertzprung e Henry Norris Russel em 1910.
O primeiro diagrama criado por eles mostrava o tipo espectral das estrelas em um eixo horizontal em função da magnitude absoluta, que era apresentada em um eixo vertical. Outra versão do diagrama mostra a temperatura da superfície da estrela em um eixo e a luminosidade em outro. Usando esse diagrama, astrônomos são capazes de determinar o ciclo de vida das estrelas, desde quentes e instáveis proto-estrelas, que passam pela seqüência principal até as moribundas em gigantes vermelhas. O diagrama também mostra e relaciona a cor da estrela com a temperatura de sua superfície em vários dos seus estágios de vida.
Se você observar o diagrama de Hertzprung-Russell, verá que existe uma linha diagonal que vai da esquerda para a direita. Quase todas as estrelas passam por essa linha em algum momento de suas vidas e, por isso, ela é chamada de seqüência principal. Astrônomos também podem usar o diagrama de Hertzprung-Russell para estimar o quão longe estão as estrelas. Ao mapear e comparar estrelas e agrupamentos estrelares eles podem descobrir suas distâncias em relação a Terra.
Nicolau Copérnico foi um astrônomo e matemático que desenvolveu a teoria do Heliocentrismo sobre o universo. Na sua teoria, ele dizia que o Sol era o centro do sistema solar, e que a terra girava em torno do sol.
A classificação espectral de Harvard é um sistema que classifica estrelas em sete diferente classes se baseando em suas carecterísticas mais importantes como: massa, cor e nas linhas de Balmer do hidrogênio. As classes criadas por esse sistema são: O, B, A, F, G, K e M.
Classe O
Estrelas dessa classe podem ser chamadas de supergigante azuis (como Rigel, na constelação de Órion). Devido a seu monstruoso tamanho (que pode ultrapassar 15 sóis) seus reservatórios de hidrogênio são consumidos rapidamente. Em outras palavras, estrelas da classe O possuem um período de vida extremamente reduzido quando comparado ao de estrelas menores. Isso ocorre pois estas estrelas precisam utilizar muito hidrogênio para manter o equilíbrio hidrostático e vencer a força da gravidade que as tenta esmagar. Uma vez sem hidrogênio para a sustentar, a estrela colapsará em si mesma e explodira em um evento conhecido como super nova que poderá, ou não, acarretar na formação de um buraco negro ou uma estrela de nêutrons.
Classe B
Estrelas da classe B possuem muitas semelhanças com a classe O. Uma das mais notáveis semelhanças é sua cor azul característica. Assim como estrelas de classe O , estrelas de classe B duram relativamente pouco tempo. Como são gigantes acabam consumindo seu combustível rapidamente e assim colapsando rápido. Estrelas da classe B possuem aproximadamente 18 massas solares portanto quando morrem colapsam em explosões de super novas.
Classe A
As estrelas de classe A são consideravelmente menores que as estrelas de classe B e portanto vivem mais. Por possuírem massa menor que 4~5 massas solares não colapsam em explosões de super novas.
Classe F
As estrelas de classe F são potentes, com cor branca ou pouco amarelada e costumam ser estrelas da Sequência Principal. São caracterizadas principalmente por suas linhas de hidrogênio. Essas estrelas não são muito maiores que o Sol e sua temperatura é muito parecida com as encontradas no Sol.
Classe G
Estrelas da classe G nos são bem familiar, afinal o Sol pertence a essa classe. Estrelas pertencentes a esta classe quando chegam ao final de suas vidas podem se tornar gigantes vermelhas por pouco tempo antes de ejetarem suas camadas externas de gás, originando uma nebulosa planetária. A estrela, agora sem suas camadas externas de gás, é chamada de anã branca e poderá permanecer nesse estado durante bilhões de anos pois, por ser muito pequena pouco consome seu combustível restante. Isso é o que ocorrerá com o Sol em aproximadamente 5 bilhões de anos.
Classe K
As estrelas de classe K são alaranjadas e mais frias que o Sol ou com temperaturas similares. Ao terminarem sua vida, passam por um processo similar ao das estrelas de classe G.
Classe M
Estrelas dessa classe podem ser chamadas de anãs vermelhas e são os anciões do universo. Assim como as anãs brancas, resultado da morte de estrelas das classes G e K, podem emitir seu brilho fraco e avermelhado durante bilhões de anos.
